WikiDer > Нестабильность наклона

Inclination instability

An неустойчивость наклона это динамическая нестабильность, которая может возникать в диске объектов с эксцентрические орбиты, заставляя его сформировать в конический форма. Сила тяжести объектов вызывает экспоненциальный рост их наклонов при уменьшении их эксцентриситета. Неустойчивость наклона также приводит к кластеризации аргументов перигелий орбит объектов, подобное тому, что наблюдалось среди крайних транснептуновые объекты с большими полуосями более 150 а.е.,[1] однако это не приводит к выравниванию долготы перигелия.[2] Чтобы наклонная нестабильность была причиной наблюдаемой кластеризации, диск с массой 1-10 масс Земли должен существовать более миллиарда лет.[1] Это больше, чем предполагается по текущим наблюдениям, и больше, чем временной масштаб истощения планетезимальный диск в моделях раннего Солнечная система.[3]

Динамика наклонной неустойчивости

В плоском диске объектов с эксцентрическими орбитами небольшая начальная вертикаль возмущение усиливается неустойчивостью наклона. Первоначальное возмущение вызывает вертикальную силу. В очень долгих временных масштабах относительно периода орбиты объекта эта сила создает сеть крутящий момент на орбите из-за того, что объект больше времени проводит около афелия. Этот крутящий момент заставляет плоскость орбиты катиться вокруг своей главной оси. В диске это приводит к тому, что орбиты вращаются относительно друг друга, так что орбиты больше не копланарны. Гравитация объектов теперь оказывает друг на друга силы, которые находятся вне плоскостей их орбит. В отличие от силы, вызванной начальным возмущением, эти силы действуют в противоположных направлениях, вверх и вниз, соответственно, на входящей и исходящей частях их орбит. Результирующий крутящий момент заставляет их орбиты вращаться вокруг своих малых осей, поднимая их афелии, в результате чего диск образует конус. Угловой момент орбиты также увеличивается из-за этого крутящего момента, что приводит к уменьшению эксцентриситета орбит. Нестабильность наклона требует начального эксцентриситета 0,6 или больше и достигает насыщения, когда наклоны достигают ~ 1 радиана, после чего орбиты прецессируют из-за силы тяжести в направлении конуса. ось симметрии.[4]

Рекомендации

  1. ^ а б Мэдиган, Энн-Мари; Маккорт, Майкл (2016). «Новая нестабильность наклона преобразует кеплеровские диски в конусы: приложение к внешней части Солнечной системы». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма. 457 (1): L89 – L93. arXiv:1509.08920. Bibcode:2016МНРАС.457Л..89М. Дои:10.1093 / mnrasl / slv203.
  2. ^ Браун, Майкл Э. (2017). «Смещение наблюдений и кластеризация далеких эксцентрических объектов пояса Койпера». Астрономический журнал. 154 (2): 65. arXiv:1706.04175. Bibcode:2017AJ .... 154 ... 65B. Дои:10.3847 / 1538-3881 / aa79f4.
  3. ^ Fan, Siteng; Батыгин, Константин (2017). "Моделирование ранней динамической эволюции Солнечной системы с помощью самогравитирующего планетезимального диска". Астрофизический журнал. 851 (2): L37. arXiv:1712.07193. Bibcode:2017ApJ ... 851L..37F. Дои:10.3847 / 2041-8213 / aa9f0b.
  4. ^ Мэдиган, Энн-Мари; Здерич, Александр; Маккорт, Майкл; Флейзиг, Джейкоб (2018). «О динамике неустойчивости наклона». Астрономический журнал. 156 (4): 141. arXiv:1805.03651. Bibcode:2018AJ .... 156..141M. Дои:10.3847 / 1538-3881 / aad95c. Cite имеет пустой неизвестный параметр: |1= (помощь)