stringtranslate.com

Хорошая модель

Модель Ниццы ( / ˈn iː s / ) представляет собой сценарий динамической эволюции Солнечной системы . Он назван в честь местоположения обсерватории Лазурного берега , где он был первоначально создан в 2005 году, в Ницце , Франция. [1] [2] [3] Он предполагает миграцию планет -гигантов из первоначальной компактной конфигурации в их нынешние положения, спустя долгое время после распада первоначального протопланетного диска . В этом она отличается от более ранних моделей формирования Солнечной системы. Эта планетарная миграция используется в динамическом моделировании Солнечной системы для объяснения исторических событий, включая позднюю тяжелую бомбардировку внутренней части Солнечной системы , образование облака Оорта и существование популяций малых тел Солнечной системы, таких как пояс Койпера . трояны Нептуна и Юпитера , а также многочисленные резонансные транснептуновые объекты, в которых доминирует Нептун.

Моделирование, показывающее внешние планеты и планетезимальный пояс: а) ранняя конфигурация, до того, как Юпитер и Сатурн достигнут резонанса 2:1; б) рассеяние планетезималей во внутреннюю часть Солнечной системы после смещения орбит Нептуна (темно-синий) и Урана (голубой); в) после выброса планетезималей планетами. [4]

Описание

Исходное ядро ​​модели Ниццы представляет собой тройку статей, опубликованных в общенаучном журнале Nature в 2005 году международной коллаборацией ученых. [4] [5] [6] В этих публикациях четыре автора предположили, что после рассеяния газа и пыли первичного диска Солнечной системы первоначально были обнаружены четыре планеты-гиганта ( Юпитер , Сатурн , Уран и Нептун ). на околокруговых орбитах между ~ 5,5 и ~ 17 астрономическими единицами (а.е.), гораздо более близко расположенных и компактных, чем в настоящее время. Большой плотный диск из мелких каменных и ледяных планетезималей общей массой около 35 земных масс простирался от орбиты самой удаленной планеты-гиганта примерно на 35 а.е.

Согласно модели Ниццы, планетная система развивалась следующим образом: планетезимали на внутреннем краю диска время от времени подвергаются гравитационным столкновениям с самой внешней планетой-гигантом, что приводит к изменению орбит планетезималей. Планета рассеивает внутрь большую часть небольших ледяных тел, с которыми она сталкивается, что, в свою очередь, в ответ перемещает планету наружу, поскольку она приобретает угловой момент от рассеянных объектов. Отклоненные внутрь планетезимали последовательно сталкиваются с Ураном , Нептуном и Сатурном , поочередно перемещаясь наружу посредством одного и того же процесса. Несмотря на минутное движение, которое производит каждый обмен импульсом, в совокупности эти встречи планетезималей смещают ( мигрируют ) орбиты планет на значительную величину. Этот процесс продолжается до тех пор, пока планетезимали не вступят во взаимодействие с самой внутренней и самой массивной планетой-гигантом, Юпитером , чья огромная гравитация отправляет их на высокоэллиптические орбиты или даже выбрасывает их из Солнечной системы. Это, напротив, заставляет Юпитер слегка смещаться внутрь.

Низкая частота орбитальных встреч определяет скорость, с которой планетезимали теряются с диска, и соответствующую скорость миграции. После нескольких сотен миллионов лет медленной, постепенной миграции Юпитер и Сатурн, две самые внутренние планеты-гиганты, пересекают взаимный резонанс среднего движения 1:2 . Этот резонанс увеличивает эксцентриситет их орбит , дестабилизируя всю планетную систему. Расположение планет-гигантов меняется быстро и резко. [7] Юпитер смещает Сатурн к его нынешнему положению, и это перемещение вызывает взаимные гравитационные столкновения между Сатурном и двумя ледяными гигантами , которые выталкивают Нептун и Уран на гораздо более эксцентричные орбиты. Затем эти ледяные гиганты врезаются в диск планетезималей, сбрасывая десятки тысяч планетезималей с их ранее стабильных орбит во внешней Солнечной системе. Это разрушение почти полностью рассеивает первичный диск, удаляя 99% его массы. Хотя сценарий объясняет отсутствие плотной транснептуновой популяции, [5] были предложены альтернативные модели, которые достигают такого же истощения транссатурнианских астероидов, но без миграции планет или хаотических резонансов.

Детали расчетов модели Ниццы чувствительны к хаотическим взаимодействиям между планетами и астероидами. Такие расчеты, как известно, страдают от числовых ошибок, в частности ошибок округления и дискретизации по времени. [8] Первоначально считалось, что эта модель приведет к тому, что некоторые планетезимали будут выброшены во внутреннюю часть Солнечной системы, что приведет к внезапному притоку ударов по планетам земной группы : Поздней тяжелой бомбардировке . [4] Однако недавно [9] продемонстрировали, что поздняя тяжелая бомбардировка несовместима с численностью и наличием кратеров на Весте, и что лунные результаты представляют собой статистические отклонения в определении возраста кратеров.

Следуя модели Ниццы, планеты-гиганты в конечном итоге достигают своих последних больших полуосей орбит , а динамическое трение с оставшимся планетезимальным диском сглаживает их эксцентриситет и снова делает орбиты Урана и Нептуна круговыми. [10]

Примерно в 50% первоначальных моделей Цыганиса и его коллег Нептун и Уран также меняются местами. [5] Однако такую ​​статистику нельзя интерпретировать как вероятность в динамически хаотической системе. Хотя обмен Урана и Нептуна согласуется с моделями их образования в диске, поверхностная плотность которого уменьшалась по мере удаления от Солнца, [1] не существует убедительных аргументов в пользу того, почему масса планеты должна следовать профилю плотности диска.

Пример Ниццы Модель моделирования миграции на солнечное расстояние четырех планет-гигантов.

Особенности Солнечной системы

Запуск динамических моделей Солнечной системы с различными начальными условиями для моделируемой продолжительности истории Солнечной системы дает различное распределение малых тел в Солнечной системе. Чтобы объяснить большое разнообразие семейств объектов в их наблюдаемом содержании, необходим широкий диапазон начальных условий Солнечной системы. Такое разнообразие начальных условий делает модель непрактичной и подозрительной, поскольку может быть только одна реализация ранней Солнечной системы: эта реализация должна объяснить все семейства малых тел в их наблюдаемом изобилии.

Доказать модель эволюции ранней Солнечной системы сложно, поскольку эволюцию невозможно наблюдать напрямую. [7] Однако об успехе любой динамической модели можно судить, сравнивая прогнозы численности населения, полученные на основе моделирования, с астрономическими наблюдениями за этими популяциями. [7] В настоящее время не существует удовлетворительной компьютерной модели, объясняющей современную архитектуру Солнечной системы.

Поздняя тяжелая бомбардировка

Основной мотивацией введения модели Ниццы является объяснение Поздней тяжелой бомбардировки (LHB), гипотетического всплеска ударов астероидов и образования кратеров на поверхности Луны и планет земной группы примерно через 600 миллионов лет после образования Солнечной системы. Однако новые исследования возраста лунных кратеров не показывают пика в истории кратеров, а скорее экспоненциальное затухание количества кратеров со временем. Всплеск может быть статистическим артефактом с конечной неопределенностью в определении возраста кратера в сочетании с предельным возрастом Луны, что создает видимый пик в предполагаемом распределении возраста, LHB. [11] Также недавние измерения с помощью лазерной абляции микрозонда с соотношением изотопов аргона от 40 до 39 на поверхности (4) Весты находятся в значительном противоречии с LHB. [12]

Модель Ниццы объясняет LHB следующим образом. Ледяные планетезимали разбрасываются по орбитам, пересекающим планеты, когда внешний диск разрушается Ураном и Нептуном, вызывая резкий всплеск столкновений с ледяными объектами. Миграция внешних планет также приводит к тому, что среднее движение и вековые резонансы охватывают внутреннюю часть Солнечной системы. В поясе астероидов они возбуждают эксцентриситеты астероидов, выталкивая их на орбиты, пересекающиеся с орбитами планет земной группы, вызывая более продолжительный период столкновений с каменными объектами и удаляя примерно 90% их массы. [4] Число планетезималей , достигших Луны, соответствует данным кратеров, полученным LHB. [4] Однако предсказанное орбитальное распределение остальных астероидов не соответствует наблюдениям. [13] Во внешней части Солнечной системы ударов по спутникам Юпитера достаточно, чтобы вызвать дифференциацию Ганимеда, но не Каллисто. [14] Однако воздействие ледяных планетезималей на внутренние спутники Сатурна является чрезмерным, что приводит к испарению их льда. [15]

Сильные сомнения в том, что LHB является уникальным этапом ранней эволюции Солнечной системы, также ослабляют доверие к модели Ниццы.

Троянцы и пояс астероидов

После того, как Юпитер и Сатурн пересекают резонанс 2:1, их совместное гравитационное влияние дестабилизирует троянскую коорбитальную область, позволяя существующим троянским группам в точках Лагранжа L 4 и L 5 Юпитера и Нептуна ускользнуть, а новым объектам из внешнего планетезимального диска могут появиться новые объекты. захвачен. [16] Объекты в троянской коорбитальной области подвергаются либрации, циклически дрейфуя относительно точек L 4 и L 5 . Когда Юпитер и Сатурн находятся рядом, но не в резонансе, место, в котором Юпитер проходит мимо Сатурна относительно их перигелий, вращается медленно. Если период этой циркуляции попадает в резонанс с периодом либрации троянцев, то диапазон либраций может увеличиваться, пока они не убегут. [6] Когда происходит это явление, троянская коорбитальная область становится «динамически открытой», и объекты могут как покинуть ее, так и войти в нее. Первородные трояны убегают, и часть многочисленных объектов разрушенного планетезимального диска временно населяет его. [3] Позже, когда расстояние между орбитами Юпитера и Сатурна увеличивается, троянский регион становится «динамически закрытым», и планетезимали в троянском регионе захватываются, многие из которых остаются сегодня. [6] Захваченные троянцы обладают широким диапазоном склонностей, которые ранее не были понятны из-за их неоднократных встреч с планетами-гигантами. [3] Угол либрации и эксцентриситет смоделированной популяции также соответствуют наблюдениям за орбитами троянцев Юпитера . [6] Этот механизм модели Nice аналогичным образом генерирует трояны Neptune . [3]

Большое количество планетезималей также могло быть захвачено резонансами среднего движения Юпитера, когда Юпитер мигрировал внутрь. Те, что остались в резонансе 3:2 с Юпитером, образуют семью Хильда . Эксцентриситет других объектов уменьшался, пока они находились в резонансе, и выходили на стабильные орбиты во внешнем поясе астероидов на расстояниях более 2,6 а.е. по мере продвижения резонансов внутрь. [17] Эти захваченные объекты затем подверглись бы столкновительной эрозии, измельчающей популяцию на все более мелкие фрагменты, которые затем могут быть подвержены эффекту Ярковского , который заставляет небольшие объекты дрейфовать в нестабильные резонансы, и сопротивлению Пойнтинга-Робертсона , которое вызывает более мелкие зерна дрейфуют к солнцу. Эти процессы могли удалить более 90% исходной массы, имплантированной в пояс астероидов. [18] Частотное распределение размера этой моделируемой популяции после этой эрозии находится в превосходном согласии с наблюдениями. [18] Это соглашение предполагает, что трояны Юпитера, Хильды и спектральные астероиды D-типа (некоторые объекты во внешнем поясе астероидов) являются остатками планетезималей от этого процесса захвата и эрозии. [18] Карликовая планета Церера может быть объектом пояса Койпера, который был захвачен этим процессом. [19] Несколько недавно открытых астероидов D-типа имеют большие полуоси <2,5 а.е., что ближе, чем те, которые были бы учтены в исходной модели Ниццы. [20]

Спутники внешней системы

Любые первоначальные популяции спутников неправильной формы , захваченные традиционными механизмами, такими как сопротивление или удары аккреционных дисков, [21] будут потеряны во время столкновений планет во время нестабильности глобальной системы. [5] В модели Ниццы внешние планеты сталкиваются с большим количеством планетезималей после того, как Уран и Нептун входят в них и разрушают планетезимальный диск. Часть этих планетезималей захватывается этими планетами в результате трехстороннего взаимодействия во время встреч между планетами. Вероятность того, что любая планетезималь будет захвачена ледяным гигантом , относительно высока и составляет несколько 10 −7 . [22] Эти новые спутники можно снимать практически под любым углом, поэтому, в отличие от обычных спутников Сатурна , Урана и Нептуна , они не обязательно вращаются по орбитам в экваториальных плоскостях планет. Некоторыми нерегулярными людьми, возможно, даже осуществлялся обмен между планетами. Получающиеся в результате нерегулярные орбиты хорошо совпадают с большими полуосями, наклонами и эксцентриситетами наблюдаемых популяций. [22] Последующие столкновения между этими захваченными спутниками, возможно, привели к созданию предполагаемых коллизионных семейств, наблюдаемых сегодня. [23] Эти столкновения также необходимы для того, чтобы привести популяцию к нынешнему распределению размеров. [24]

Тритон , самый большой спутник Нептуна, можно объяснить, если он был захвачен в результате взаимодействия трех тел, включающего разрушение двойного планетоида. [25] Такое бинарное разрушение было бы более вероятным, если бы Тритон был меньшим членом бинарной системы. [26] Однако захват Тритона был бы более вероятен в ранней Солнечной системе, когда газовый диск демпфировал относительные скорости, и реакции бинарного обмена, как правило, не приводили к образованию большого количества мелких нерегулярных частиц. [26]

В первоначальных симуляциях модели Ниццы, воспроизводивших другие аспекты внешней Солнечной системы , не было достаточного взаимодействия между Юпитером и другими планетами, чтобы объяснить свиту нерегулярных объектов Юпитера. Это говорит о том, что либо для этой планеты действовал второй механизм, либо что ранние симуляции не воспроизводили эволюцию орбит планет-гигантов. [22]

Образование пояса Койпера

Миграция внешних планет также необходима для объяснения существования и свойств самых отдаленных регионов Солнечной системы . [10] Первоначально пояс Койпера был намного плотнее и ближе к Солнцу , с внешним краем на расстоянии примерно 30 а.е. Его внутренний край должен был находиться сразу за орбитами Урана и Нептуна , которые, в свою очередь, были гораздо ближе к Солнцу, когда они сформировались (скорее всего, в диапазоне 15–20 а.е.), и в противоположных местах, причем Уран находился дальше от Солнца. Солнце, чем Нептун. [4] [10]

Гравитационные столкновения между планетами разбрасывают Нептун наружу, в планетезимальный диск с большой полуосью ~ 28 а.е. и эксцентриситетом до 0,4. Высокий эксцентриситет Нептуна приводит к перекрытию его резонансов среднего движения, а орбиты в области между Нептуном и его резонансами среднего движения 2:1 становятся хаотичными. Орбиты объектов между Нептуном и краем планетезимального диска в это время могут развиваться наружу на стабильные орбиты с низким эксцентриситетом внутри этой области. Когда эксцентриситет Нептуна гасится динамическим трением, они оказываются в ловушке на этих орбитах. Эти объекты образуют динамически холодный пояс, поскольку их наклоны остаются небольшими в течение короткого времени их взаимодействия с Нептуном. Позже, когда Нептун мигрирует наружу по орбите с низким эксцентриситетом, объекты, которые были рассеяны наружу, захватываются его резонансами, и их эксцентриситет может уменьшаться, а их наклоны увеличиваться из-за механизма Козаи , что позволяет им выйти на стабильные орбиты с более высоким наклонением. Другие объекты остаются в резонансе, образуя плутино и другие резонансные популяции. Эти две популяции динамически горячие, с более высокими наклонностями и эксцентриситетами; из-за их рассеяния наружу и более длительного периода взаимодействия этих объектов с Нептуном. [10]

Эта эволюция орбиты Нептуна приводит к образованию как резонансных, так и нерезонансных популяций, внешнего края при резонансе Нептуна 2:1 и небольшой массы по сравнению с исходным планетезимальным диском. Избытка плутино с низким наклоном в других моделях удается избежать благодаря тому, что Нептун рассеивается наружу, оставляя его резонанс 3: 2 за пределами исходного края планетезимального диска. Различные начальные местоположения, при которых холодные классические объекты происходят преимущественно из внешнего диска, и процессы захвата позволяют объяснить бимодальное распределение наклонений и его корреляцию с составами. [10] Однако эта эволюция орбиты Нептуна не может объяснить некоторые характеристики орбитального распределения. Он предсказывает больший средний эксцентриситет орбит классических объектов пояса Койпера, чем наблюдается (0,10–0,13 против 0,07), и не создает достаточного количества объектов с более высоким наклонением. Это также не может объяснить кажущееся полное отсутствие серых объектов в холодной популяции, хотя было высказано предположение, что цветовые различия частично возникают в результате процессов эволюции поверхности, а не полностью из различий в первичном составе. [27]

Нехватка объектов с наименьшим эксцентриситетом, предсказанная в модели Ниццы, может указывать на то, что холодная популяция сформировалась in situ. В дополнение к разным орбитам горячие и холодные популяции имеют разные цвета. Холодное население заметно краснее горячего, что позволяет предположить, что оно имеет другой состав и сформировалось в другом регионе. [27] [28] Холодная популяция также включает большое количество двойных объектов со слабосвязанными орбитами, которые вряд ли смогут пережить близкое столкновение с Нептуном. [29] Если бы холодное население образовалось в его нынешнем местоположении, для его сохранения потребовалось бы, чтобы эксцентриситет Нептуна оставался небольшим, [30] или чтобы его перигелий быстро прецессировал из-за сильного взаимодействия между ним и Ураном. [31]

Рассеянный диск и облако Оорта

Объекты, рассеянные Нептуном наружу на орбиты с большой полуосью более 50 а.е., могут быть захвачены в резонансы, образующие резонансную населенность рассеянного диска , или, если их эксцентриситет уменьшен во время резонанса, они могут выйти из резонанса на стабильные орбиты в рассеянный диск во время миграции Нептуна. Когда эксцентриситет Нептуна велик, его афелий может выходить далеко за пределы его нынешней орбиты. Объекты, которые в это время достигают перигелий, близких к перигелию Нептуна или превышающих его, могут отделиться от Нептуна, когда его эксцентриситет гасится, уменьшая его афелий, оставляя их на стабильных орбитах в рассеянном диске. [10]

Перигелий объектов, рассеянных Ураном и Нептуном на более крупные орбиты (приблизительно 5000 а.е.), может быть поднят галактическим приливом, отделяющим их от влияния планет, образующих внутреннее облако Оорта с умеренными наклонами. Другие, достигающие еще больших орбит, могут быть возмущены близлежащими звездами, образующими внешнее облако Оорта с изотропным наклоном. Объекты, рассеянные Юпитером и Сатурном, обычно выбрасываются из Солнечной системы. [32] Несколько процентов исходного планетезимального диска могут быть отложены в этих резервуарах. [33]

Модификации

Модель Nice претерпела ряд модификаций с момента ее первой публикации. Некоторые изменения отражают лучшее понимание формирования Солнечной системы, тогда как другие были внесены после того, как были выявлены существенные различия между ее предсказаниями и наблюдениями. Гидродинамические модели ранней Солнечной системы показывают, что орбиты планет-гигантов сходятся, что приводит к их захвату в серию резонансов. [34] Также было показано, что медленный подход Юпитера и Сатурна к резонансу 2:1 до нестабильности и их плавное разделение орбит после этого изменяют орбиты объектов во внутренней части Солнечной системы из-за широких вековых резонансов. Первое может привести к тому, что орбита Марса пересечет орбиту других планет земной группы, что дестабилизирует внутреннюю часть Солнечной системы. Если бы первого удалось избежать, последний все равно оставил бы орбиты планет земной группы с большими эксцентриситетами. [35] Орбитальное распределение пояса астероидов также изменится, в результате чего в нем появится избыток объектов с большим наклонением. [13] Другие различия между предсказаниями и наблюдениями включали захват нескольких спутников неправильной формы Юпитером, испарение льда с внутренних спутников Сатурна, нехватку объектов с большим наклонением, захваченных в поясе Койпера, и недавнее открытие астероидов D-типа. во внутреннем поясе астероидов.

Первыми модификациями модели Ниццы были начальные положения планет-гигантов. Исследования поведения планет, вращающихся в газовом диске, с использованием гидродинамических моделей показывают, что планеты-гиганты будут мигрировать к Солнцу. Если бы миграция продолжилась, это привело бы к тому, что Юпитер вращался бы по орбите близко к Солнцу, как недавно открытые экзопланеты, известные как горячие Юпитеры . Однако захват Сатурна в резонанс с Юпитером предотвращает это, а более поздний захват других планет приводит к четырехкратной резонансной конфигурации с Юпитером и Сатурном в их резонансе 3:2 . [34] Был также предложен механизм замедленного разрушения этого резонанса. Гравитационные столкновения с объектами массы Плутона во внешнем диске вызовут движение их орбит, вызывая увеличение эксцентриситета, а через соединение их орбит - внутреннюю миграцию планет-гигантов. Во время этой внутренней миграции вековые резонансы будут пересекаться, что изменит эксцентриситет орбит планет и нарушит четверной резонанс. Затем следует поздняя нестабильность, аналогичная исходной модели Ниццы. В отличие от исходной модели Ниццы, время возникновения этой нестабильности не зависит от начальных орбит планет или расстояния между внешней планетой и планетезимальным диском. Комбинация резонансных планетарных орбит и поздней нестабильности, вызванной этими дальними взаимодействиями, получила название модели Ниццы-2 . [36]

Второй модификацией было требование, чтобы один из ледяных гигантов столкнулся с Юпитером, заставив его большую полуось подпрыгнуть. В этом сценарии прыжка Юпитера ледяной гигант встречает Сатурн и рассеивается внутрь на орбиту, пересекающую Юпитер, в результате чего орбита Сатурна расширяется; затем сталкивается с Юпитером и рассеивается наружу, в результате чего орбита Юпитера сжимается. Это приводит к ступенчатому разделению орбит Юпитера и Сатурна вместо плавной расходящейся миграции. [35] Ступенчатое разделение орбит Юпитера и Сатурна позволяет избежать медленного проноса вековых резонансов по внутренней части Солнечной системы, увеличивающего эксцентриситеты планет земной группы [35] и оставляющего пояс астероидов с избыточным соотношением высоких к объектам с небольшим наклоном. [13] Встречи ледяного гиганта и Юпитера в этой модели позволяют Юпитеру приобретать собственные неправильные спутники. [37] Трояны Юпитера также захватываются после этих столкновений, когда большая полуось Юпитера прыгает, и, если ледяной гигант проходит через одну из точек либрации, разбрасывая троянов, одна популяция истощается по сравнению с другой. [38] Более быстрое перемещение вековых резонансов через пояс астероидов ограничивает потерю астероидов из его ядра. Вместо этого большинство каменистых ударных элементов поздней тяжелой бомбардировки возникли из внутреннего расширения, которое разрушается, когда планеты-гиганты достигают своих нынешних положений, а остатки остаются в виде астероидов Венгрии. [39] Некоторые астероиды D-типа внедряются во внутренний пояс астероидов на расстоянии 2,5 а.е. во время встреч с ледяным гигантом, когда он пересекает пояс астероидов. [40]

Пятипланетная модель Ниццы

Частый выброс в моделировании столкновения ледяного гиганта с Юпитером побудил Давида Несворны и других выдвинуть гипотезу о ранней Солнечной системе с пятью планетами-гигантами, одна из которых была выброшена во время нестабильности. [41] [42] Эта пятипланетная модель Ниццы начинается с планет-гигантов в резонансной цепочке 3:2, 3:2, 2:1, 3:2 с планетезимальным диском, вращающимся вокруг них. [43] После разрыва резонансной цепи Нептун сначала мигрирует наружу в планетезимальный диск, достигая 28 а.е., прежде чем начнутся столкновения между планетами. [44] Эта первоначальная миграция уменьшает массу внешнего диска, позволяя сохранить эксцентриситет Юпитера [45] и создает пояс Койпера с распределением наклона, которое соответствует наблюдениям, если бы в планетезимальном диске оставалось 20 масс Земли, когда началась эта миграция. [46] Эксцентриситет Нептуна может оставаться небольшим во время нестабильности, поскольку он сталкивается только с выброшенным ледяным гигантом, что позволяет сохранить на месте холодный классический пояс. [44] Пояс планетезималей с меньшей массой в сочетании с возбуждением наклонов и эксцентриситетов объектами массы Плутона также значительно уменьшают потерю льда внутренними лунами Сатурна. [47] Сочетание позднего разрыва резонансной цепочки и миграции Нептуна на расстояние 28 а.е. до возникновения нестабильности маловероятно для модели Ниццы 2. Этот разрыв может быть преодолен за счет медленной пылевой миграции в течение нескольких миллионов лет после раннего выхода из резонанса. [48] ​​Недавнее исследование показало, что пятипланетная модель Ниццы имеет статистически малую вероятность воспроизведения орбит планет земной группы. Хотя это подразумевает, что нестабильность возникла до образования планет земной группы и не могла быть источником поздней тяжелой бомбардировки, [49] [50] преимущество ранней нестабильности снижается из-за значительных скачков на большой полуоси. Юпитера и Сатурна, необходимых для сохранения пояса астероидов. [51] [52]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ ab «Решить затруднения Солнечной системы просто: просто поменяйте местами положение Урана и Нептуна». Пресс-релиз . Университет штата Аризона. 11 декабря 2007 г. Проверено 22 марта 2009 г.
  2. ^ Деш, С. (2007). «Распределение массы и формирование планет в солнечной туманности». Астрофизический журнал . 671 (1): 878–893. Бибкод : 2007ApJ...671..878D. дои : 10.1086/522825. S2CID  120903003.
  3. ^ abcd Крида, А. (2009). «Формирование Солнечной системы». Обзоры по современной астрономии . 21 : 215–227. arXiv : 0903.3008 . Бибкод : 2009RvMA...21..215C. дои : 10.1002/9783527629190.ch12. ISBN 9783527629190. S2CID  118414100.
  4. ^ abcdef Р. Гомес; Х.Ф. Левисон; К. Цыганис; А. Морбиделли (2005). «Происхождение катастрофического периода поздней тяжелой бомбардировки планет земной группы» (PDF) . Природа . 435 (7041): 466–9. Бибкод : 2005Natur.435..466G. дои : 10.1038/nature03676 . PMID  15917802. S2CID  4398337.
  5. ^ abcd Цыганис, К.; Гомес, Р.; Морбиделли, А.; Ф. Левисон, Х. (2005). «Происхождение орбитальной архитектуры планет-гигантов Солнечной системы» (PDF) . Природа . 435 (7041): 459–461. Бибкод : 2005Natur.435..459T. дои : 10.1038/nature03539. PMID  15917800. S2CID  4430973.
  6. ^ abcd Морбиделли, А.; Левисон, ХФ; Цыганис, К.; Гомес, Р. (2005). «Хаотический захват троянских астероидов Юпитера в ранней Солнечной системе» (PDF) . Природа . 435 (7041): 462–465. Бибкод : 2005Natur.435..462M. дои : 10.1038/nature03540. OCLC  112222497. PMID  15917801. S2CID  4373366. Архивировано из оригинала (PDF) 21 февраля 2014 года.
  7. ^ abc Хансен, Кэтрин (7 июня 2005 г.). «Орбитальная перестановка ранней Солнечной системы». Геотаймс . Проверено 26 августа 2007 г.
  8. ^ Боэкхольт, Т.; Портегиес Цварт, Сан-Франциско (2014). «О надежности моделирования N тел». Вычислительная астрофизика и космология . 2 : 2. arXiv : 1411,6671 . Бибкод : 2015ComAC...2....2B. дои : 10.1186/s40668-014-0005-3 . S2CID  19282407.
  9. ^ Картрайт, Дж.; Ходжес, К.В.; Вадхва, М. (2022). «Доказательства против поздней тяжелой бомбардировки Весты». Письма о Земле и планетологии . 590 : 117576. Бибкод : 2022E&PSL.59017576C. дои : 10.1016/j.epsl.2022.117576 . S2CID  248784514.
  10. ^ abcdef Левисон Х.Ф., Морбиделли А., Ван Лаэрховен С., Гомес Р.С., Циганис К. (2007). «Происхождение структуры пояса Койпера во время динамической нестабильности орбит Урана и Нептуна». Икар . 196 (1): 258–273. arXiv : 0712.0553 . Бибкод : 2008Icar..196..258L. дои :10.1016/j.icarus.2007.11.035. S2CID  7035885.
  11. ^ Харрисон, ТМ; Ходжес, КВ (2018). «Проблематические доказательства поздней тяжелой бомбардировки». Первый миллиард лет: бомбардировки, материалы конференции, состоявшейся 30 сентября – 2 октября 2018 г. во Флагстаффе, штат Аризона. Вклад LPI . 2107 : 2031. Бибкод : 2018LPICo2107.2031H.
  12. ^ Картрайт, Дж.А.; Ходжес, К.В.; Вадхва, М. (2022). «Доказательства против поздней тяжелой бомбардировки Весты». Письма о Земле и планетологии . 590 : 117576. Бибкод : 2022E&PSL.59017576C. дои : 10.1016/j.epsl.2022.117576 . S2CID  248784514.
  13. ^ abc Морбиделли, Алессандро; Брассер, Рамон; Гомес, Родни; Левисон, Гарольд Ф.; Цыганис, Клеоменис (2010). «Свидетельства пояса астероидов о бурной эволюции орбиты Юпитера в прошлом». Астрономический журнал . 140 (5): 1391–1501. arXiv : 1009.1521 . Бибкод : 2010AJ....140.1391M. дои : 10.1088/0004-6256/140/5/1391. S2CID  8950534.
  14. ^ Болдуин, Эмили. «Удары кометы объясняют дихотомию Ганимеда-Каллисто». Астрономия сейчас . Проверено 23 декабря 2016 г.
  15. ^ Ниммо, Ф.; Корычанский, Д.Г. (2012). «Потеря льда на внешних спутниках Солнечной системы в результате удара: последствия поздней тяжелой бомбардировки». Икар . 219 (1): 508–510. Бибкод : 2012Icar..219..508N. дои : 10.1016/j.icarus.2012.01.016.
  16. ^ Левисон, Гарольд Ф.; Шумейкер, Юджин М.; Шумейкер, Кэролайн С. (1997). «Динамическая эволюция троянских астероидов Юпитера». Природа . 385 (6611): 42–44. Бибкод : 1997Natur.385...42L. дои : 10.1038/385042a0. S2CID  4323757.
  17. ^ Левисон, Гарольд Ф.; Боттке, Уильям Ф.; Гунель, Матье; Морбиделли, Алессандро; Несворни, Дэвид; Циганис, Клеомейс (2009). «Загрязнение пояса астероидов первичными транснептуновыми объектами». Природа . 460 (7253): 364–366. Бибкод : 2009Natur.460..364L. дои : 10.1038/nature08094. PMID  19606143. S2CID  4405257.
  18. ^ abc Боттке, WF; Левисон, ХФ; Морбиделли, А.; Цыганис, К. (2008). «Столкновительная эволюция объектов, захваченных во внешнем поясе астероидов во время поздней тяжелой бомбардировки». 39-я конференция по наукам о Луне и планетах . 39 (Вклад LPI № 1391): 1447. Бибкод : 2008LPI....39.1447B.
  19. ^ Уильям Б. Маккиннон (2008). «О возможности попадания крупных ОПК во внешний пояс астероидов». Бюллетень Американского астрономического общества . 40 : 464. Бибкод : 2008DPS....40.3803M.
  20. ^ ДеМео, Франческа Э.; Бинцель, Ричард П.; Керри, Бенуа; Полисук, Дэвид; Московиц, Николай А (2014). «Неожиданные нарушители типа D во внутреннем главном поясе». Икар . 229 : 392–399. arXiv : 1312.2962 . Бибкод : 2014Icar..229..392D. CiteSeerX 10.1.1.747.9766 . дои : 10.1016/j.icarus.2013.11.026. S2CID  15514965. 
  21. ^ Туррини и Марзари, 2008, Нерегулярные спутники Фиби и Сатурна: последствия для сценария столкновительного захвата. Архивировано 3 марта 2016 г. на Wayback Machine.
  22. ^ abc Несворный, Д.; Вокруглицкий, Д.; Морбиделли, А. (2007). «Захват нестандартных спутников во время встреч с планетами». Астрономический журнал . 133 (5): 1962–1976. Бибкод : 2007AJ....133.1962N. дои : 10.1086/512850 .
  23. ^ Несворный, Давид; Боже, Кристиан; Донес, Люк (2004). «Столкновительное происхождение семейств неправильных спутников». Астрономический журнал . 127 (3): 1768–1783. Бибкод : 2004AJ....127.1768N. дои : 10.1086/382099 .
  24. ^ Боттке, Уильям Ф.; Несворный, Давид; Вокрухлик, Дэвид; Морбиделли, Алессандро (2010). «Неправильные спутники: наиболее эволюционировавшие в результате столкновений популяции в Солнечной системе». Астрономический журнал . 139 (3): 994–1014. Бибкод : 2010AJ....139..994B. CiteSeerX 10.1.1.693.4810 . дои : 10.1088/0004-6256/139/3/994. S2CID  54075311. 
  25. ^ Агнор, Крейг Б.; Гамильтон, Дуглас Б. (2006). «Захват Нептуном своего спутника Тритона в гравитационном столкновении двойной планеты». Природа . 441 (7090): 192–194. Бибкод : 2006Natur.441..192A. дои : 10.1038/nature04792. PMID  16688170. S2CID  4420518.
  26. ^ аб Вокруглицкий, Давид; Несворный, Давид; Левисон, Гарольд Ф. (2008). «Нерегулярный захват спутников по реакциям обмена». Астрономический журнал . 136 (4): 1463–1476. Бибкод : 2008AJ....136.1463V. CiteSeerX 10.1.1.693.4097 . дои : 10.1088/0004-6256/136/4/1463. S2CID  54050822. 
  27. ^ Аб Левисон, Гарольд Ф .; Морбиделли, Алессандро; ВанЛэрховен, Криста; Гомес, Родни С. (3 апреля 2008 г.). «Происхождение структуры пояса Койпера при динамической нестабильности орбит Урана и Нептуна». Икар . 196 (1): 258–273. arXiv : 0712.0553 . Бибкод : 2008Icar..196..258L. дои :10.1016/j.icarus.2007.11.035. S2CID  7035885.
  28. ^ Морбиделли, Алессандро (2006). «Происхождение и динамическая эволюция комет и их резервуаров». arXiv : astro-ph/0512256 .
  29. ^ Ловетт, Рик (2010). «Пояс Койпера может возникнуть в результате столкновений». Природа . дои : 10.1038/news.2010.522.
  30. ^ Вольф, Шайлер; Доусон, Ребекка И.; Мюррей-Клей, Рут А. (2012). «Нептун на цыпочках: динамические истории, сохраняющие холодный классический пояс Койпера». Астрофизический журнал . 746 (2): 171. arXiv : 1112.1954 . Бибкод : 2012ApJ...746..171W. дои : 10.1088/0004-637X/746/2/171. S2CID  119233820.
  31. ^ Батыгин, Константин; Браун, Майкл Э.; Фрейзер, Уэсли (2011). «Сохранение изначального холодного классического пояса Койпера в модели формирования Солнечной системы, обусловленной нестабильностью». Астрофизический журнал . 738 (1): 13. arXiv : 1106.0937 . Бибкод : 2011ApJ...738...13B. дои : 10.1088/0004-637X/738/1/13. S2CID  1047871.
  32. ^ Доунс, Л.; Вайсман, PR; Левисон, ХФ; Дункан, MJ (2004). «Формирование и динамика облака Оорта». Кометы II . 323 : 153–174. Бибкод : 2004ASPC..323..371D.
  33. ^ Брассер, Р.; Морбиделли, А. (2013). «Облако Оорта и формирование рассеянного диска во время поздней динамической нестабильности в Солнечной системе». Икар . 225 (1): 40,49. arXiv : 1303.3098 . Бибкод : 2013Icar..225...40B. дои : 10.1016/j.icarus.2013.03.012. S2CID  118654097.
  34. ^ аб Морбиделли, Алессандро; Циганис, Клеоменис; Крида, Орельен; Левисон, Гарольд Ф.; Гомес, Родни (2007). «Динамика планет-гигантов Солнечной системы в газообразном протопланетном диске и их связь с современной орбитальной архитектурой». Астрономический журнал . 134 (5): 1790–1798. arXiv : 0706.1713 . Бибкод : 2007AJ....134.1790M. дои : 10.1086/521705. S2CID  2800476.
  35. ^ abc Брассер, Р.; Морбиделли, А.; Гомес, Р.; Цыганис, К.; Левисон, Х.Ф. (2009). «Построение светской архитектуры Солнечной системы II: планеты земной группы». Астрономия и астрофизика . 507 (2): 1053–1065. arXiv : 0909.1891 . Бибкод : 2009A&A...507.1053B. дои : 10.1051/0004-6361/200912878. S2CID  2857006.
  36. ^ Левисон, Гарольд Ф.; Морбиделли, Алессандро; Циганис, Клеоменис; Несворный, Давид; Гомес, Родни (2011). «Поздние орбитальные нестабильности внешних планет, вызванные взаимодействием с самогравитирующим планетезимальным диском». Астрономический журнал . 142 (5): 152. Бибкод : 2011AJ....142..152L. дои : 10.1088/0004-6256/142/5/152 .
  37. ^ Несворный, Давид; Вокруглицкий, Давид; Дейенно, Роджерио (2014). «Захват неправильных спутников Юпитера». Астрофизический журнал . 784 (1): 22. arXiv : 1401.0253 . Бибкод : 2014ApJ...784...22N. дои : 10.1088/0004-637X/784/1/22. S2CID  54187905.
  38. ^ Несворный, Давид; Вокруглицкий, Давид; Морбиделли, Алессандро (2013). «Захват троянцев прыгающим Юпитером». Астрофизический журнал . 768 (1): 45. arXiv : 1303.2900 . Бибкод : 2013ApJ...768...45N. дои : 10.1088/0004-637X/768/1/45. S2CID  54198242.
  39. ^ Боттке, Уильям Ф.; Вокруглицкий, Давид; Минтон, Дэвид; Несворный, Давид; Морбиделли, Алессандро; Брассер, Рамон; Симонсон, Брюс; Левисон, Гарольд Ф. (2012). «Архейская тяжелая бомбардировка дестабилизированного продолжения пояса астероидов». Природа . 485 (7396): 78–81. Бибкод : 2012Natur.485...78B. дои : 10.1038/nature10967. PMID  22535245. S2CID  4423331.
  40. ^ Вокруглицкий, Давид; Боттке, Уильям Ф.; Несворный, Давид (2016). «Захват транснептуновых планетезималей в Главном поясе астероидов». Астрономический журнал . 152 (2): 39. Бибкод : 2016AJ....152...39В. дои : 10.3847/0004-6256/152/2/39 .
  41. ^ Несворный, Давид (2011). «Пятая гигантская планета молодой Солнечной системы?». Письма астрофизического журнала . 742 (2): Л22. arXiv : 1109.2949 . Бибкод : 2011ApJ...742L..22N. дои : 10.1088/2041-8205/742/2/L22. S2CID  118626056.
  42. ^ Батыгин, Константин; Браун, Майкл Э.; Беттс, Хайден (2012). «Модель динамической эволюции изначально пятипланетной внешней солнечной системы, обусловленная нестабильностью». Письма астрофизического журнала . 744 (1): Л3. arXiv : 1111.3682 . Бибкод : 2012ApJ...744L...3B. дои : 10.1088/2041-8205/744/1/L3. S2CID  9169162.
  43. ^ Несворный, Давид; Морбиделли, Алессандро (2012). «Статистическое исследование нестабильности ранней Солнечной системы с четырьмя, пятью и шестью планетами-гигантами». Астрономический журнал . 144 (4): 17. arXiv : 1208.2957 . Бибкод : 2012AJ....144..117N. дои : 10.1088/0004-6256/144/4/117. S2CID  117757768.
  44. ^ аб Несворный, Дэвид (2015). «Прыгающий Нептун может объяснить ядро ​​пояса Койпера». Астрономический журнал . 150 (3): 68. arXiv : 1506.06019 . Бибкод : 2015AJ....150...68N. дои : 10.1088/0004-6256/150/3/68. S2CID  117738539.
  45. ^ Несворный, Давид; Морбиделли, Алессандро (2012). «Статистическое исследование нестабильности ранней Солнечной системы с четырьмя, пятью и шестью планетами-гигантами». Астрономический журнал . 144 (4): 117. arXiv : 1208.2957 . Бибкод : 2012AJ....144..117N. дои : 10.1088/0004-6256/144/4/117. S2CID  117757768.
  46. ^ Несворный, Давид (2015). «Доказательства медленной миграции Нептуна по распределению наклонов объектов пояса Койпера». Астрономический журнал . 150 (3): 73. arXiv : 1504.06021 . Бибкод : 2015AJ....150...73N. дои : 10.1088/0004-6256/150/3/73. S2CID  119185190.
  47. ^ Доунс, Л.; Левисон, Х.Л. «Уровень воздействия на спутники гигантских планет во время поздней тяжелой бомбардировки» (PDF) . 44-я конференция по наукам о Луне и планетах (2013 г.).
  48. ^ Дейенно, Роджерио; Морбиделли, Алессандро; Гомес, Родни С.; Несворный, Дэвид (2017). «Ограничение первоначальной конфигурации планет-гигантов с учетом их эволюции: последствия для определения времени планетарной нестабильности». Астрономический журнал . 153 (4): 153. arXiv : 1702.02094 . Бибкод : 2017AJ....153..153D. дои : 10.3847/1538-3881/aa5eaa . S2CID  119246345.
  49. ^ Каиб, Натан А.; Чемберс, Джон Э. (2016). «Хрупкость планет земной группы во время нестабильности планет-гигантов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 455 (4): 3561–3569. arXiv : 1510.08448 . Бибкод : 2016MNRAS.455.3561K. дои : 10.1093/mnras/stv2554. S2CID  119245889.
  50. ^ Сигел, Итан . «Юпитер мог выбросить планету из нашей Солнечной системы». Начинается с треска . Форбс . Проверено 20 декабря 2015 г.
  51. ^ Уолш, К.Дж.; Морбиделли, А. (2011). «Влияние ранней миграции планет-гигантов, вызванной планетезималями, на формирование планет земной группы». Астрономия и астрофизика . 526 : А126. arXiv : 1101.3776 . Бибкод : 2011A&A...526A.126W. дои : 10.1051/0004-6361/201015277. S2CID  59497167.
  52. ^ Толиу, А.; Морбиделли, А.; Цыганис, К. (2016). «Масштаб и время нестабильности планеты-гиганта: переоценка с точки зрения пояса астероидов». Астрономия и астрофизика . 592 : А72. arXiv : 1606.04330 . Бибкод : 2016A&A...592A..72T. дои : 10.1051/0004-6361/201628658. S2CID  59933531.

Внешние ссылки

Викискладе есть медиафайлы, связанные с моделью Ниццы .