В астрономии модель Ниццы ( / ˈ n iː s / ) представляет собой сценарий динамической эволюции Солнечной системы . Она названа в честь местоположения обсерватории Лазурного берега — где она была первоначально разработана в 2005 году — в Ницце , Франция. [1] [2] [3] Она предполагает миграцию планет -гигантов из первоначальной компактной конфигурации в их нынешние положения, спустя долгое время после рассеивания первоначального протопланетного диска . Этим она отличается от более ранних моделей формирования Солнечной системы. Эта планетарная миграция используется в динамических симуляциях 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 , троянцы Нептуна и Юпитера , а также многочисленные резонансные транснептуновые объекты, в которых доминирует Нептун.
Первоначальное ядро модели Nice представляет собой триплет статей, опубликованных в общем научном журнале Nature в 2005 году международным сотрудничеством ученых. [4] [5] [6] В этих публикациях четыре автора предположили, что после рассеивания газа и пыли первичного диска Солнечной системы четыре гигантские планеты ( Юпитер , Сатурн , Уран и Нептун ) изначально находились на почти круговых орбитах между ~5,5 и ~17 астрономическими единицами (а.е.), гораздо более близко расположенных и компактных, чем в настоящее время. Большой, плотный диск небольших каменных и ледяных планетезималей общей массой около 35 масс Земли простирался от орбиты самой внешней гигантской планеты до примерно 35 а.е.
Согласно модели Ниццы, планетная система развивалась следующим образом: Планетезимали на внутреннем крае диска время от времени проходят через гравитационные столкновения с самой внешней гигантской планетой, которые изменяют орбиты планетезималей. Планета рассеивает внутрь большинство небольших ледяных тел, с которыми она сталкивается, что, в свою очередь, перемещает планету наружу в ответ на то, что она приобретает угловой момент от рассеянных объектов. Отклоненные внутрь планетезимали последовательно сталкиваются с Ураном , Нептуном и Сатурном , перемещая каждый наружу по очереди тем же самым процессом. Несмотря на незначительное движение, которое производит каждый обмен импульсом, в совокупности эти столкновения планетезималей смещают ( мигрируют ) орбиты планет на значительные величины. Этот процесс продолжается до тех пор, пока планетезимали не взаимодействуют с самой внутренней и самой массивной гигантской планетой, Юпитером , чья огромная гравитация отправляет их на высокоэллиптические орбиты или даже выбрасывает их прямо из Солнечной системы. Это, напротив, заставляет Юпитер немного смещаться внутрь.
Низкая скорость орбитальных столкновений определяет скорость, с которой планетезимали теряются из диска, и соответствующую скорость миграции. После нескольких сотен миллионов лет медленной, постепенной миграции Юпитер и Сатурн, две самые внутренние гигантские планеты, пересекают свой взаимный резонанс среднего движения 1:2 . Этот резонанс увеличивает их орбитальные эксцентриситеты , дестабилизируя всю планетную систему. Расположение гигантских планет быстро и резко меняется. [7] Юпитер смещает Сатурн к его нынешнему положению, и это перемещение вызывает взаимные гравитационные столкновения между Сатурном и двумя ледяными гигантами , которые перемещают Нептун и Уран на гораздо более эксцентричные орбиты. Затем эти ледяные гиганты врезаются в планетезимальный диск, рассеивая десятки тысяч планетезималей с их ранее стабильных орбит во внешней части Солнечной системы. Это нарушение почти полностью рассеивает изначальный диск, удаляя 99% его массы. Хотя сценарий объясняет отсутствие плотной транснептуновой популяции, [5] были предложены альтернативные модели, которые достигают того же истощения транссатурновых астероидов, но без миграции планет или хаотических резонансов.
Детали расчетов модели Nice чувствительны к хаотическим взаимодействиям между планетами и астероидами. Такие расчеты, как известно, страдают от числовых ошибок, в частности ошибок округления и дискретизации времени. [8] Первоначально предполагалось, что модель приведет к тому, что некоторые планетезимали будут выброшены во внутреннюю часть Солнечной системы, вызывая внезапный поток ударов по планетам земной группы : позднюю тяжелую бомбардировку (LHB). [4] Однако с тех пор было продемонстрировано, что LHB не соответствует возрасту и обилию кратеров на астероиде 4 Веста , и что первоначальные лунные наблюдения были результатом статистических отклонений в определении возраста кратеров. [9]
Согласно модели Ниццы, планеты-гиганты в конечном итоге достигают своих конечных больших полуосей орбит , а динамическое трение с оставшимся планетезимальным диском гасит их эксцентриситеты и делает орбиты Урана и Нептуна снова круговыми. [10]
В примерно 50% первоначальных моделей Циганиса и коллег Нептун и Уран также меняются местами. [5] Однако такая статистика не может быть интерпретирована как вероятность в динамически хаотической системе. Хотя обмен Ураном и Нептуном соответствовал бы моделям их формирования в диске, имеющем поверхностную плотность, которая уменьшалась с расстоянием от Солнца, [1] нет убедительных аргументов, почему масса планеты должна следовать профилю плотности диска.
Запуск динамических моделей Солнечной системы с различными начальными условиями для моделируемой длины истории Солнечной системы приводит к различным распределениям малых тел в Солнечной системе. Чтобы объяснить большое разнообразие семейств объектов в их соответствующих наблюдаемых содержаниях, необходим широкий диапазон начальных условий для Солнечной системы. Это разнообразие начальных условий делает модель непрактичной и подозрительной, поскольку может быть только одна реализация ранней Солнечной системы: эта реализация должна объяснять все семейства малых тел в их наблюдаемых содержаниях [ требуется ссылка ] .
Доказательство модели эволюции ранней Солнечной системы затруднительно, поскольку эволюцию невозможно наблюдать напрямую. [7] Однако об успешности любой динамической модели можно судить, сравнивая прогнозы численности населения, полученные с помощью моделирования, с астрономическими наблюдениями за этими популяциями. [7] В настоящее время не существует удовлетворительной компьютерной модели, которая объясняла бы современную архитектуру Солнечной системы.
Основной мотивацией введения модели Nice является объяснение поздней тяжелой бомбардировки (LHB), гипотетического всплеска астероидных ударов и кратерообразования на поверхности Луны и планет земной группы примерно через 600 миллионов лет после образования Солнечной системы. Однако более новые исследования возраста лунных кратеров не показывают пика в записи кратерообразования, а скорее экспоненциальный спад числа кратеров со временем. Всплеск может быть статистическим артефактом с конечной неопределенностью определения возраста кратера в сочетании с предельным возрастом Луны, чтобы создать очевидный пик в предполагаемом распределении возраста, LHB. [11] Также недавние измерения лазерного абляционного микрозонда соотношения изотопов аргона 40 к 39 на поверхности (4)Весты находятся в значительном противоречии с LHB. [12]
Модель Nice объяснила бы LHB следующим образом. Ледяные планетезимали рассеиваются на пересекающихся с планетами орбитах, когда внешний диск нарушается Ураном и Нептуном, вызывая резкий всплеск столкновений с ледяными объектами. Миграция внешних планет также вызывает резонансы среднего движения и вековые резонансы, проносящиеся через внутреннюю Солнечную систему. В поясе астероидов они возбуждают эксцентриситеты астероидов, переводя их на орбиты, пересекающиеся с орбитами планет земной группы, вызывая более продолжительный период столкновений с каменными объектами и удаляя примерно 90% ее массы. [4] Количество планетезималей , которые достигнут Луны, согласуется с данными о кратерах LHB. [4] Однако прогнозируемое орбитальное распределение оставшихся астероидов не соответствует наблюдениям. [13] Во внешней Солнечной системе столкновений со спутниками Юпитера достаточно, чтобы вызвать дифференциацию Ганимеда, но не Каллисто. [14] Однако воздействие ледяных планетезималей на внутренние луны Сатурна является чрезмерным и приводит к испарению их льда. [15]
Сильные сомнения в том, что LHB является уникальной фазой ранней эволюции Солнечной системы, также подрывают доверие к модели Ниццы.
После того, как Юпитер и Сатурн пересекают резонанс 2:1, их объединенное гравитационное влияние дестабилизирует троянскую коорбитальную область, позволяя существующим троянским группам в точках Лагранжа L 4 и L 5 Юпитера и Нептуна сбежать, а новым объектам из внешнего планетезимального диска быть захваченными. [16] Объекты в троянской коорбитальной области подвергаются либрации, циклически дрейфуя относительно точек L 4 и L 5. Когда Юпитер и Сатурн находятся близко, но не в резонансе, место, в котором Юпитер проходит Сатурн относительно их перигелиев, медленно циркулирует. Если период этой циркуляции попадает в резонанс с периодом, в котором троянцы либрируют, то диапазон либрации может увеличиваться, пока они не сбегут. [6] Когда происходит это явление, троянская коорбитальная область становится «динамически открытой», и объекты могут как сбежать, так и войти в нее. Первичные троянцы сбегают, и часть многочисленных объектов из разрушенного планетезимального диска временно обитает в ней. [3] Позже, когда разделение орбит Юпитера и Сатурна увеличивается, троянская область становится «динамически замкнутой», и планетезимали в троянской области захватываются, и многие из них остаются сегодня. [6] Захваченные троянцы имеют широкий диапазон наклонов, который ранее не был понят, из-за их повторных встреч с гигантскими планетами. [3] Угол либрации и эксцентриситет моделируемой популяции также соответствуют наблюдениям орбит троянцев Юпитера . [6] Этот механизм модели Ниццы аналогичным образом генерирует троянцы Нептуна . [3]
Большое количество планетезималей также было бы захвачено в резонансах среднего движения Юпитера, когда Юпитер мигрировал внутрь. Те, которые остались в резонансе 3:2 с Юпитером, образуют семейство Хильды . 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., когда резонансы двигались внутрь. [17] Эти захваченные объекты затем подвергались бы эрозии столкновений, измельчая популяцию на все более мелкие фрагменты, которые затем могут подвергаться эффекту Ярковского , который заставляет мелкие объекты дрейфовать в нестабильные резонансы, и торможению Пойнтинга-Робертсона , которое заставляет мелкие зерна дрейфовать к Солнцу. Эти процессы могли удалить >90% исходной массы, внедренной в пояс астероидов. [18] Распределение размеров частоты этой смоделированной популяции после этой эрозии прекрасно согласуется с наблюдениями. [18] Это согласие предполагает, что троянцы Юпитера, Гильды и спектральные астероиды D-типа, такие как некоторые объекты во внешнем поясе астероидов, являются остаточными планетезималями из этого процесса захвата и эрозии. [18] Карликовая планета Церера может быть объектом пояса Койпера, который был захвачен этим процессом. [19] Несколько недавно обнаруженных астероидов D-типа имеют большие полуоси <2,5 а.е., что ближе, чем те, которые были бы захвачены в исходной модели Ниццы. [20]
Любые первоначальные популяции нерегулярных спутников, захваченных традиционными механизмами, такими как перетаскивание или удары аккреционных дисков, [21] были бы потеряны во время столкновений между планетами во время глобальной нестабильности системы. [5] В модели Ниццы внешние планеты сталкиваются с большим количеством планетезималей после того, как Уран и Нептун входят и разрушают планетезимальный диск. Часть этих планетезималей захватывается этими планетами посредством трехсторонних взаимодействий во время столкновений между планетами. Вероятность того, что любой планетезималь будет захвачен ледяным гигантом , относительно высока, несколько 10−7 . [ 22] Эти новые спутники могут быть захвачены практически под любым углом, поэтому, в отличие от регулярных спутников Сатурна , Урана и Нептуна , они не обязательно вращаются в экваториальных плоскостях планет. Некоторые нерегулярные спутники, возможно , даже обменивались между планетами. Полученные нерегулярные орбиты хорошо соответствуют наблюдаемым большим полуосям, наклонениям и эксцентриситетам популяций. [22] Последующие столкновения между этими захваченными спутниками могли создать предполагаемые коллизионные семейства, наблюдаемые сегодня. [23] Эти столкновения также необходимы для того, чтобы размыть популяцию до нынешнего распределения размеров. [24]
Тритон , крупнейший спутник Нептуна, можно объяснить, если он был захвачен в результате взаимодействия трех тел, включающего разрушение двойного планетоида. [25] Такое двойное разрушение было бы более вероятным, если бы Тритон был меньшим членом двойного. [26] Однако захват Тритона был бы более вероятным в ранней Солнечной системе, когда газовый диск гасил относительные скорости, а реакции двойного обмена в целом не поставляли бы большое количество мелких нерегулярных объектов. [26]
Не было достаточно взаимодействий между Юпитером и другими планетами, чтобы объяснить свиту нерегулярных объектов Юпитера в первоначальных симуляциях модели Ниццы, которые воспроизводили другие аспекты внешней Солнечной системы. Это предполагает, что либо для этой планеты работал второй механизм, либо ранние симуляции не воспроизводили эволюцию орбит гигантских планет. [22]
Миграция внешних планет также необходима для объяснения существования и свойств самых внешних регионов Солнечной системы . [10] Первоначально пояс Койпера был намного плотнее и ближе к Солнцу , с внешним краем примерно в 30 а.е. Его внутренний край должен был находиться сразу за орбитами Урана и Нептуна , которые, в свою очередь, были намного ближе к Солнцу, когда они сформировались (скорее всего, в диапазоне 15–20 а.е.), и в противоположных местах, причем Уран находился дальше от Солнца, чем Нептун. [4] [10]
Гравитационные столкновения между планетами рассеивают Нептун наружу в планетезимальный диск с большой полуосью ~28 а.е. и эксцентриситетом до 0,4. Высокий эксцентриситет Нептуна приводит к тому, что его резонансы среднего движения перекрываются, и 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 эволюционировать наружу на устойчивые орбиты с низким эксцентриситетом в этой области. Когда эксцентриситет Нептуна гасится динамическим трением, они оказываются запертыми на этих орбитах. Эти объекты образуют динамически холодный пояс, поскольку их наклоны остаются малыми в течение короткого времени, когда они взаимодействуют с Нептуном. Позже, когда Нептун мигрирует наружу по орбите с низким эксцентриситетом, объекты, которые были рассеяны наружу, захватываются в его резонансы и могут иметь уменьшение своего эксцентриситета и увеличение наклона из-за механизма Козаи , что позволяет им выходить на стабильные орбиты с более высоким наклоном. Другие объекты остаются захваченными в резонансе, образуя плутино и другие резонансные популяции. Эти две популяции динамически горячие, с более высокими наклонами и эксцентриситетами; из-за их рассеяния наружу и более длительного периода взаимодействия этих объектов с Нептуном. [10]
Эта эволюция орбиты Нептуна производит как резонансные, так и нерезонансные популяции, внешний край на резонансе Нептуна 2:1 и малую массу относительно исходного планетезимального диска. Избыток плутино с низким наклоном в других моделях избегается из-за того, что Нептун рассеивается наружу, оставляя свой резонанс 3:2 за пределами исходного края планетезимального диска. Различные начальные местоположения, с холодными классическими объектами, происходящими в основном из внешнего диска, и процессы захвата, предлагают объяснения бимодального распределения наклона и его корреляции с составами. [10] Однако эта эволюция орбиты Нептуна не учитывает некоторые характеристики орбитального распределения. Она предсказывает больший средний эксцентриситет в классических орбитах объектов пояса Койпера, чем наблюдается (0,10–0,13 против 0,07), и она не производит достаточно объектов с более высоким наклоном. Это также не может объяснить кажущееся полное отсутствие серых объектов в холодной популяции, хотя было высказано предположение, что различия в цвете возникают частично из-за процессов поверхностной эволюции, а не полностью из-за различий в изначальном составе. [27]
Нехватка объектов с наименьшим эксцентриситетом, предсказанная в модели Ниццы, может указывать на то, что холодная популяция сформировалась in situ. В дополнение к их различным орбитам, горячая и холодная популяции имеют разные цвета. Холодная популяция заметно краснее горячей, что предполагает, что она имеет другой состав и сформировалась в другом регионе. [27] [28] Холодная популяция также включает в себя большое количество двойных объектов со слабо связанными орбитами, которые вряд ли переживут близкое сближение с Нептуном. [29] Если бы холодная популяция сформировалась в ее текущем местоположении, для ее сохранения потребовалось бы, чтобы эксцентриситет Нептуна оставался небольшим, [30] или чтобы его перигелий быстро прецессировал из-за сильного взаимодействия между ним и Ураном. [31]
Объекты, рассеянные Нептуном наружу на орбиты с большой полуосью более 50 а.е., могут быть захвачены в резонансах, образуя резонансную популяцию рассеянного диска , или, если их эксцентриситеты уменьшаются во время резонанса, они могут выйти из резонанса на устойчивые орбиты в рассеянном диске, пока Нептун мигрирует. Когда эксцентриситет Нептуна велик, его афелий может простираться далеко за пределы его текущей орбиты. Объекты, которые достигают перигелия, близкого или большего, чем перигелий Нептуна в это время, могут отделиться от Нептуна, когда его эксцентриситет затухает, уменьшая его афелий, оставляя их на устойчивых орбитах в рассеянном диске. [10]
Объекты, рассеянные Ураном и Нептуном на более крупные орбиты (примерно 5000 а.е.), могут иметь перигелий, поднятый 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 изотропными наклонами. Объекты, рассеянные Юпитером и Сатурном, обычно выбрасываются из Солнечной системы. [32] Несколько процентов первоначального планетезимального диска могут быть отложены в этих резервуарах. [33]
Модель Ниццы претерпела ряд изменений с момента ее первоначальной публикации. Некоторые изменения отражают лучшее понимание формирования Солнечной системы, в то время как другие были сделаны после того, как были выявлены значительные различия между ее прогнозами и наблюдениями. Гидродинамические модели ранней Солнечной системы указывают на то, что орбиты планет-гигантов будут сходиться, что приведет к их захвату в серию резонансов. [34] Медленное приближение Юпитера и Сатурна к резонансу 2:1 до неустойчивости и их плавное разделение орбит впоследствии также, как было показано, изменяют орбиты объектов во внутренней Солнечной системе из-за широких вековых резонансов. Первое может привести к пересечению орбиты Марса с орбитой других планет земной группы, дестабилизируя внутреннюю Солнечную систему. Если бы первое удалось избежать, последнее все равно оставило бы орбиты планет земной группы с большими эксцентриситетами. [35] Орбитальное распределение пояса астероидов также изменилось бы, оставив в нем избыток объектов с высоким наклоном. [13] Другие различия между прогнозами и наблюдениями включали захват нескольких нерегулярных спутников Юпитером, испарение льда с внутренних лун Сатурна, нехватку объектов с высоким наклоном, 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 начал бы вращаться близко к Солнцу, как недавно обнаруженные экзопланеты, известные как горячие юпитеры . Однако захват Сатурна в резонанс с Юпитером препятствует этому, а более поздний захват других планет приводит к четверной резонансной конфигурации с Юпитером и Сатурном в их резонансе 3:2 . [ 34] Также был предложен механизм отсроченного нарушения этого резонанса. Гравитационные столкновения с объектами с массой Плутона во внешнем диске будут перемешивать их орбиты, вызывая увеличение эксцентриситетов, и через сцепление их орбит, внутреннюю миграцию планет-гигантов. Во время этой внутренней миграции вековые резонансы пересекались, что изменяло эксцентриситеты планетарных орбит и нарушало четверной резонанс. Затем следует поздняя нестабильность, похожая на исходную модель Nice. В отличие от исходной модели Nice, время этой нестабильности не чувствительно к начальным орбитам планет или расстоянию между внешней планетой и планетезимальным диском. Сочетание резонансных планетарных орбит и поздней нестабильности, вызванной этими дальними взаимодействиями, было названо моделью Nice 2. [36]
Вторая модификация заключалась в требовании, чтобы один из ледяных гигантов столкнулся с Юпитером, заставив его большую полуось скакнуть. В этом сценарии скачущего Юпитера ледяной гигант сталкивается с Сатурном и рассеивается внутрь на пересекающую Юпитер орбиту, заставляя орбиту Сатурна расширяться; затем сталкивается с Юпитером и рассеивается наружу, заставляя орбиту Юпитера сжиматься. Это приводит к ступенчатому разделению орбит Юпитера и Сатурна вместо плавной расходящейся миграции. [35] Поэтапное разделение орбит Юпитера и Сатурна позволяет избежать медленного распространения вековых резонансов по внутренней части Солнечной системы, что увеличивает эксцентриситеты планет земной группы [35] и оставляет пояс астероидов с чрезмерным соотношением объектов с высоким и низким наклоном. [13] Встречи ледяного гиганта с Юпитером в этой модели позволяют Юпитеру приобретать собственные нерегулярные спутники. [37] Троянцы Юпитера также захватываются после этих столкновений, когда большая полуось Юпитера прыгает, и если ледяной гигант проходит через одну из точек либрации, рассеивая троянцы, одна популяция истощается относительно другой. [38] Более быстрое прохождение вековых резонансов через пояс астероидов ограничивает потерю астероидов из его ядра. Большинство скалистых ударников Поздней тяжелой бомбардировки вместо этого происходят из внутреннего расширения, которое нарушается, когда планеты-гиганты достигают своих текущих положений, а остаток остается в виде астероидов Hungaria. [39] Некоторые астероиды D-типа внедряются во внутренний пояс астероидов, в пределах 2,5 а.е., во время столкновений с ледяным гигантом, когда он пересекает пояс астероидов. [40]
Частые выбросы в симуляциях столкновения ледяного гиганта с Юпитером привели Дэвида Несворни и других к гипотезе о ранней Солнечной системе с пятью гигантскими планетами, 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 за ними. [43] После разрыва резонансной цепи Нептун сначала мигрирует наружу в планетезимальный диск, достигая 28 а.е., прежде чем начинаются встречи между планетами. [44] Эта начальная 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 эта миграция началась. [46] Эксцентриситет Нептуна может оставаться небольшим во время нестабильности, поскольку он сталкивается только с выброшенным ледяным гигантом, что позволяет сохранить in situ холодно-классический пояс. [44] Более низкий по массе пояс планетезималей в сочетании с возбуждением наклонений и эксцентриситетов объектами с массой Плутона также значительно уменьшает потерю льда внутренними лунами Сатурна. [47] Сочетание позднего разрыва резонансной цепи и миграции Нептуна на 28 а.е. до нестабильности маловероятно в модели Nice 2. Этот разрыв может быть преодолен медленной миграцией, вызванной пылью, в течение нескольких миллионов лет после раннего выхода из резонанса. [48] Недавнее исследование показало, что пятипланетная модель Nice 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 значительными скачками большой полуоси Юпитера и Сатурна, необходимыми для сохранения пояса астероидов. [51] [52]
