WikiDer > Сценарий прыгающего Юпитера

В сценарий прыгающего Юпитера определяет эволюцию гигантскогомиграция планеты описанный Хорошая модель, в котором ледяной гигант (Уран, Нептун или дополнительная планета с массой Нептуна) рассеивается внутрь Сатурном и Юпитером наружу, в результате чего их полуглавные оси прыгать, быстро разделяя их орбиты.^[1] Сценарий прыгающего Юпитера был предложен Рамоном Брассером, Алессандро Морбиделли, Родни Гомесом, Клеоменисом Циганисом и Гарольдом Левисоном после того, как их исследования показали, что плавная дивергентная миграция Юпитера и Сатурна приводит к внутренняя солнечная система существенно отличается от нынешней Солнечной системы.^[1] Во время этой миграции светские резонансы пронесся через внутреннюю часть Солнечной системы, захватывая орбиты планеты земной группы и астероиды, покидающие орбиты планет эксцентричный,^[1] и пояс астероидов со слишком большим количеством высоких-склонность объекты.^[2] Скачки больших полуосей Юпитера и Сатурна, описанные в сценарии прыгающего Юпитера, могут позволить этим резонансам быстро пересечь внутреннюю часть Солнечной системы без чрезмерного изменения орбит.^[1] хотя планеты земной группы остаются чувствительными к его прохождению.^[3][4]

Сценарий прыгающего Юпитера также приводит к ряду других отличий от исходной модели Ниццы. Доля лунных ударников из ядра пояса астероидов во время Поздняя тяжелая бомбардировка значительно уменьшается,^[5] большинство из Юпитер трояны запечатлены во время встречи Юпитера с ледяным гигантом,^[6] как и Юпитер нерегулярные спутники.^[7] В сценарии с прыгающим Юпитером вероятность сохранения четырех планет-гигантов на орбитах, напоминающих их нынешние, по-видимому, возрастает, если Солнечная система изначально содержал дополнительный ледяной гигант, который позже был сброшен Юпитером в межзвездное пространство.^[8] Однако это остается нетипичным результатом,^[9] как и сохранение текущих орбит планет земной группы.^[4]

Фон

Оригинальная красивая модель

В оригинале Хорошая модель пересечение резонанса приводит к динамической неустойчивости, которая быстро изменяет орбиты планет-гигантов. Оригинальная модель Nice начинается с планеты-гиганты в компактной конфигурации с почти круговыми орбитами. Первоначально взаимодействие с планетезимали происходящая во внешнем диске, медленная расходящаяся миграция планет-гигантов. Этот планетезимальная миграция продолжается до тех пор, пока Юпитер и Сатурн скрестить их взаимное 2: 1 резонанс. Резонансное пересечение возбуждает эксцентриситет Юпитера и Сатурна. Повышенный эксцентриситет создает возмущения на Уран и Нептун, увеличивая их эксцентриситет, пока система не станет хаотичной и орбиты не начнут пересекаться. Гравитационные столкновения между планетами затем рассеивают Уран и Нептун в планетезимальный диск. Диск разрушен, и многие планетезимали рассыпаются по орбитам, пересекающим планеты. Начинается быстрая фаза расходящейся миграции планет-гигантов, которая продолжается до тех пор, пока диск не истощится. Динамическое трение во время этой фазы гасится эксцентриситет Урана и Нептуна, стабилизируя систему. В численном моделировании исходной модели Ниццы конечные орбиты планет-гигантов похожи на текущие. Солнечная система.^[10]

Резонансные планетные орбиты

Более поздние версии модели Ниццы начинаются с планет-гигантов в серии резонансов. Это изменение отражает некоторые гидродинамические модели ранняя солнечная система. В этих моделях взаимодействия между планетами-гигантами и газовый диск приводят к миграции планет-гигантов к центральной звезде, в некоторых случаях становясь горячие юпитеры.^[11] Однако в системе с несколькими планетами эта внутренняя миграция может быть остановлена ​​или обращена вспять, если более быстро мигрирующая меньшая планета будет захвачена во внешнем пространстве. орбитальный резонанс.^[12] В Grand Tack Гипотеза, которая утверждает, что миграция Юпитера меняется на противоположную на 1,5 а.е. после захвата Сатурна в резонансе, является примером этого типа орбитальной эволюции.^[13] Резонанс, в котором находится Сатурн, резонанс 3: 2 или 2: 1,^[14][15] и степень миграции вовне (если таковая имеется) зависит от физических свойств газового диска и количества газа, увеличиваемого планетами.^[15][16][17] Захват Урана и Нептуна в дальнейшие резонансы во время или после этой миграции наружу приводит к четырехрезонансной системе,^[18] при этом было идентифицировано несколько устойчивых комбинаций.^[19] Вследствие диссипации газового диска четверной резонанс в конечном итоге нарушается из-за взаимодействия с планетезимали с внешнего диска.^[20] Эволюция с этой точки напоминает исходную модель Ниццы с неустойчивостью, начинающейся либо вскоре после того, как четверной резонанс нарушен.^[20] или после задержки, во время которой управляемая планетезималами миграция заставляет планеты проходить через другой резонанс.^[19] Однако нет медленного приближения к резонансу 2: 1, поскольку Юпитер и Сатурн либо начинаются в этом резонансе.^[15][17] или быстро пересечь его во время нестабильности.^[18]

Поздний выход из резонанса

Перемешивание внешнего диска массивными планетезимали может вызвать позднюю нестабильность в мультирезонансной планетной системе. Поскольку эксцентриситеты планетезималей возбуждаются гравитационными столкновениями с Плутон-масса объектов, происходит внутренняя миграция планет-гигантов. Миграция, которая происходит даже при отсутствии встреч между планетезималиями и планетами, осуществляется за счет связи между средними значениями. эксцентриситет планетезимального диска и полуглавные оси внешних планет. Потому что планеты заперты резонанс, миграция также приводит к увеличению эксцентриситета внутреннего ледяной гигант. Повышенный эксцентриситет изменяет прецессия частота внутреннего ледяного гиганта, приводящая к пересечению светские резонансы. Четверной резонанс внешних планет может быть нарушен во время одного из пересечений векового резонанса. Вскоре после этого начинаются гравитационные столкновения из-за непосредственной близости планет в ранее резонансной конфигурации. Время возникновения нестабильности, вызванной этим механизмом, обычно происходящей через несколько сотен миллионов лет после рассеяния газового диска, практически не зависит от расстояния между внешней планетой и планетезимальным диском. В сочетании с обновленными начальными условиями этот альтернативный механизм запуска поздней нестабильности был назван Хорошая 2 модель.^[20]

Встречи планет с Юпитером

Встречи между Юпитером и ледяным гигантом во время миграции гигантской планеты необходимы для воспроизведения нынешней Солнечной системы. В серии из трех статей Рамон Брассер, Алессандро Морбиделли, Родни Гомес, Клеоменис Циганис и Гарольд Левисон проанализировали орбитальную эволюцию Солнечной системы во время миграции гигантских планет. Первая статья продемонстрировала, что столкновения между ледяным гигантом и по крайней мере одним газовым гигантом необходимы для воспроизведения колебаний эксцентриситетов газовых гигантов.^[21] Два других продемонстрировали, что если Юпитер и Сатурн претерпят плавное разделение своих орбит, вызванное планетезималью, планеты земной группы будут иметь слишком эксцентричные орбиты, а орбиты слишком многих астероидов будут иметь большой наклон. Они предположили, что ледяной гигант столкнулся как с Юпитером, так и с Сатурном, вызвав быстрое разделение их орбит, что позволило избежать векового резонанса, ответственного за возбуждение орбит во внутренней Солнечной системе.^[1][2]

Для возбуждения колебаний эксцентриситетов планет-гигантов требуются встречи между планетами. Юпитер и Сатурн имеют скромные эксцентриситет которые колеблются в противофазе, Юпитер достигает максимального эксцентриситета, когда Сатурн достигает своего минимума, и наоборот. Плавная миграция планет-гигантов без резонанс пересечения приводят к очень маленьким эксцентриситетам. Резонансные переходы возбуждают их средние эксцентриситет, с пересечением резонанса 2: 1, воспроизводящим эксцентриситет тока Юпитера, но они не создают колебаний в их эксцентриситетах. Для воссоздания обоих требуется либо комбинация резонансных пересечений и встречи между Сатурном и ледяным гигантом, либо множественные встречи ледяной гигант с одним или обоими газовые гиганты.^[21]

Во время плавной миграции планет-гигантов ν5 светский резонанс проносится через внутренняя солнечная система, возбуждая эксцентриситет планет земной группы. Когда планеты находятся в вековом резонансе, прецессии их орбит синхронизируются с сохранением их относительной ориентации и среднего крутящие моменты оказываемое между ними фиксированное. Передача крутящего момента угловой момент между планетами, вызывающими изменения в их эксцентриситетах и, если орбиты наклонены относительно друг друга, их наклонах. Если планеты остаются в вековых резонансах или около них, эти изменения могут накапливаться, приводя к значительным изменениям эксцентриситета и наклона.^[22] Во время пересечения векового резонанса ν5 это может привести к возбуждению эксцентриситета планеты земной группы, причем величина увеличения зависит от эксцентриситета Юпитера и времени, проведенного в вековом резонансе.^[23] Для оригинала Хорошая модель медленное приближение к Юпитеру и Сатурну 2: 1 резонанс приводит к расширенному взаимодействию векового резонанса ν5 с Марсом, доводя его эксцентриситет до уровней, которые могут дестабилизировать внутреннюю часть Солнечной системы, потенциально приводя к столкновениям между планетами или выбросу Марса.^[1][23] В более поздних версиях модели Ниццы расходящаяся миграция Юпитера и Сатурна через резонанс 2: 1 (или от него) происходит быстрее, а близлежащие резонансные пересечения Земли и Марса ν5 кратковременны, что позволяет избежать чрезмерного возбуждения их эксцентриситетов в некоторых случаях. Венера и Меркурий, однако, достигают значительно более высоких эксцентриситетов, чем наблюдаемые, когда резонанс ν5 позже пересекает их орбиты.^[1]

Плавная миграция планет-гигантов под действием планетезималей также приводит к орбитальному распределению пояса астероидов, в отличие от нынешнего пояса астероидов. Пролетая над поясом астероидов, ν16 светский резонанс возбуждает наклоны астероидов. За ним следует вековой резонанс ν6, который возбуждает эксцентриситет низко-склонность астероиды.^[2] Если вековой резонанс происходит во время миграции, управляемой планетезималью, которая имеет временной масштаб 5 миллионов лет или более, в оставшемся поясе астероидов остается значительная часть астероидов с наклонением более 20 °, что относительно редко встречается в нынешнем астероиде. пояс.^[22] Взаимодействие векового резонанса ν6 с резонансом среднего движения 3: 1 также оставляет заметный сгусток в распределении большой полуоси, который не наблюдается.^[2] Вековой резонансный резонанс также оставил бы слишком много астероидов с высоким наклонением, если бы миграция гигантских планет произошла рано, когда все астероиды изначально находились на орбитах с низким эксцентриситетом и наклонением,^[24] а также если орбиты астероидов были возбуждены проходом Юпитера во время Великого галса.^[25]

Столкновения между ледяным гигантом и Юпитером, и Сатурном ускоряют разделение их орбит, ограничивая влияние векового резонанса на орбиты планет земной группы и астероидов. Чтобы предотвратить возбуждение орбит планет земной группы и астероидов, вековые резонансы должны быстро распространяться по внутренней части Солнечной системы. Небольшой эксцентриситет Венеры указывает на то, что это произошло в масштабе времени менее 150 000 лет, что намного короче, чем при миграции, вызванной планетезималью.^[22] Однако векового резонанса можно в значительной степени избежать, если разделение Юпитера и Сатурна было вызвано гравитационными столкновениями с ледяным гигантом. Эти столкновения должны быстро изменить отношение периодов Юпитера к Сатурну с уровня ниже 2,1 до уровня выше 2,3 - диапазона, в котором происходят пересечения вековых резонансов. Эта эволюция орбит планет-гигантов была названа сценарием прыгающего Юпитера после того, как аналогичный процесс был предложен для объяснения эксцентрических орбит некоторых экзопланет.^[1][2]

Описание

Сценарий прыгающего Юпитера заменяет плавное разделение Юпитера и Сатурна серией скачков, тем самым избегая распространения вековых резонансов через внутреннюю Солнечную систему, когда их отношение периодов пересекает от 2,1 до 2,3.^[1] В сценарии прыгающего Юпитера ледяной гигант рассеивается Сатурном внутрь на орбиту, пересекающую Юпитер, а затем рассеивается Юпитером наружу.^[2] Сатурн большая полуось увеличивается в первом гравитационном столкновении, а Юпитер уменьшается во втором, в результате чего увеличивается отношение периодов.^[2] В численном моделировании процесс может быть намного более сложным: хотя тенденция состоит в том, что орбиты Юпитера и Сатурна разделяются, в зависимости от геометрии встреч, отдельные прыжки больших полуосей Юпитера и Сатурна могут быть как вверх, так и вниз.^[6] Помимо многочисленных встреч с Юпитером и Сатурном, ледяной гигант может столкнуться с другим ледяным гигантом (-ами) и в некоторых случаях пересечь значительные части пояса астероидов.^[26] Гравитационные столкновения происходят за период от 10 000 до 100 000 лет,^[2] и закончится, когда динамическое трение с планетезимальным диском ослабит эксцентриситет ледяного гиганта, увеличивая его перигелий за орбитой Сатурна; или когда ледяной гигант выбрасывается из Солнечной системы.^[9] Сценарий прыжка Юпитера встречается в подмножестве численного моделирования модели Ниццы, в том числе некоторых, сделанных для оригинальной Хорошая модель бумага.^[1] Вероятность рассеивания Сатурна ледяного гиганта на орбите, пересекающей Юпитер, увеличивается, когда начальное расстояние Сатурн – ледяной гигант меньше 3 Австралия, а с 35-Земля-масса пояс планетезималей, использованный в оригинальной модели Ниццы, обычно приводит к выбросу ледяного гиганта.^[27]

Пятая планета-гигант

Частые потери планеты-гиганта, столкнувшейся с Юпитером в симуляциях, заставили некоторых предположить, что ранняя Солнечная система началась с пяти планет-гигантов. При численном моделировании сценария прыжка Юпитера ледяной гигант часто выброшен после гравитационных столкновений с Юпитером и Сатурном, оставив планетные системы которые начинаются с четырех планет-гигантов и всего с тремя.^[8][28] Хотя было обнаружено, что начало с более массивного планетезимального диска стабилизирует системы с четырьмя планетами, массивный диск либо привел к избыточной миграции Юпитера и Сатурна после столкновений между ледяным гигантом и Юпитером, либо предотвратил эти встречи за счет затухания эксцентриситетов.^[8] Эта проблема побудила Давида Несворны исследовать планетные системы, начиная с пяти планет-гигантов. После проведения тысяч имитаций он сообщил, что моделирование, начатое с пяти планет-гигантов, в 10 раз чаще воспроизводило текущие орбиты внешних планет.^[29] Последующее исследование Дэвида Несворни и Алессандро Морбиделли искало начальные резонансные конфигурации, которые воспроизводили бы большую полуось четырех внешних планет, эксцентриситет Юпитера и скачок от <2,1 до> 2,3 в соотношении периодов Юпитера и Сатурна. В то время как менее 1% лучших моделей с четырьмя планетами соответствовали этим критериям, примерно 5% лучших моделей с пятью планетами были признаны успешными, причем сложнее всего воспроизвести эксцентриситет Юпитера.^[9] Отдельное исследование Константин Батыгин и Майкл Браун обнаружили аналогичные вероятности (4% против 3%) воспроизведения нынешней внешней Солнечной системы, начиная с четырех или пяти планет-гигантов, с использованием наилучших начальных условий.^[30][28] Их моделирование отличалось тем, что планетезимальный диск был помещен близко к внешней планете, что привело к периоду миграции до начала планетных столкновений. Критерии включали воспроизведение колебаний эксцентриситетов Юпитера и Сатурна, период, когда эксцентриситет Нептуна превышал 0,2, в течение которого были захвачены горячие классические объекты пояса Койпера, а также сохранение изначального холодный классический пояс Койпера,^[30] но не скачок отношения периодов Юпитера и Сатурна.^[9] Их результаты также показывают, что если эксцентриситет Нептуна превышает 0,2, для сохранения холодного классического пояса может потребоваться выброс ледяного гиганта всего за 10 000 лет.^[28]

Миграция Нептуна до нестабильности

Миграция Нептуна в планетезимальный диск до начала встреч с планетами позволяет Юпитеру сохранить значительный эксцентриситет и ограничивает его миграцию после выброса пятого ледяного гиганта. Эксцентриситет Юпитера вызывается резонансными пересечениями и гравитационными столкновениями с ледяным гигантом и затухает из-за векового трения о планетезимальный диск. Вековое трение возникает, когда орбита планеты внезапно изменяется и приводит к возбуждению орбит планетезималей и уменьшению эксцентриситета и наклона планеты по мере того, как система расслабляется. Если гравитационные столкновения начинаются вскоре после выхода планет из своей мультирезонансной конфигурации, это оставляет Юпитер с небольшим эксцентриситетом. Однако, если Нептун сначала мигрирует наружу, нарушая планетезимальный диск, его масса уменьшается, а эксцентриситет и наклон планетезималей возбуждаются. Когда столкновения планет позже запускаются пересечением резонанса, это уменьшает влияние векового трения, позволяя сохранить эксцентриситет Юпитера. Меньшая масса диска также уменьшает расходящуюся миграцию Юпитера и Сатурна после выброса пятой планеты. Это может позволить соотношению периодов Юпитера и Сатурна выскочить за пределы 2,3 во время столкновений с планетами без превышения текущего значения после удаления планетезимального диска. Хотя эта эволюция орбит внешней планеты может воспроизводить текущую Солнечную систему, это не типичный результат для моделирования, которое начинается со значительного расстояния между внешней планетой и планетезимальным диском, как в модели Ниццы-2.^[9] Расширенная миграция Нептуна в планетезимальный диск до того, как начнутся встречи с планетами, может произойти, если внутренний край диска находится в пределах 2 а.е. от орбиты Нептуна. Эта миграция начинается вскоре после того, как протопланетный диск рассеивается, что приводит к ранней нестабильности, и наиболее вероятно, если планеты-гиганты возникли в резонансной цепочке 3: 2, 3: 2, 2: 1, 3: 2.^[31]

Поздняя нестабильность может возникнуть, если Нептун сначала претерпел медленную миграцию, вызванную пылью, к более удаленному планетезимальному диску. Чтобы система из пяти планет оставалась стабильной в течение 400 миллионов лет, внутренний край планетезимального диска должен быть на несколько а.е. за пределами начальной орбиты Нептуна. Столкновения планетезималей в этом диске создают обломки, которые превращаются в пыль в виде каскада столкновений. Пыль дрейфует внутрь из-за сопротивления Пойнтинга – Робертсона, в конечном итоге достигая орбит планет-гигантов. Гравитационное взаимодействие с пылью заставляет планеты-гиганты покидать свою резонансную цепочку примерно через 10 миллионов лет после рассеяния газового диска. Затем гравитационные взаимодействия приводят к медленной миграции планет, вызванной пылью, до тех пор, пока Нептун не приблизится к внутреннему краю диска. Затем происходит более быстрая миграция Нептуна в диск под действием планетезималей, пока орбиты планет не дестабилизируются после резонансного пересечения. Для миграции, вызванной пылью, требуется 7–22 земных массы пыли, в зависимости от начального расстояния между орбитой Нептуна и внутренним краем пылевого диска. Скорость миграции, вызванной пылью, со временем замедляется, поскольку количество пыли, с которой сталкиваются планеты, уменьшается. В результате время нестабильности зависит от факторов, которые контролируют скорость образования пыли, таких как распределение по размерам и сила планетезималей.^[31]

Последствия для ранней Солнечной системы

Сценарий прыгающего Юпитера приводит к ряду отличий от исходной модели Ниццы.

Быстрое разделение орбит Юпитера и Сатурна заставляет световые резонансы быстро пересекать внутреннюю часть Солнечной системы. Количество астероидов, удаленных из ядра пояса астероидов, сокращается, в результате чего внутреннее расширение пояса астероидов остается основным источником каменистых ударов. Вероятность сохранения низких эксцентриситетов планет земной группы возрастает до более 20% в выбранной модели прыгающего Юпитера. Поскольку изменение орбит в поясе астероидов ограничено, его истощение и возбуждение его орбит должно было произойти раньше. Однако орбиты астероидов достаточно изменены, чтобы сместить орбитальное распределение, созданное грандиозным галсом, к орбитальному распределению текущего пояса астероидов, рассеять столкновительные семейства и удалить ископаемые пробелы Кирквуда. Ледяной гигант, пересекающий пояс астероидов, позволяет имплантировать ледяные планетезимали во внутренний пояс астероидов.

Во внешней Солнечной системе ледяные планетезимали захватываются как трояны Юпитера, когда большая полуось Юпитера совершает скачок во время столкновения с ледяным гигантом. Юпитер также захватывает спутники неправильной формы посредством взаимодействия трех тел во время этих встреч. Орбиты обычных спутников Юпитера нарушены, но примерно в половине моделирования они остаются на орбитах, подобных наблюдаемым. Столкновения между ледяным гигантом и Сатурном нарушают орбиту Япета и могут быть причиной его наклона. Динамическое возбуждение внешнего диска объектами с массой Плутона и его более низкой массой уменьшает бомбардировку спутников Сатурна. Наклон Сатурна определяется, когда он фиксируется в спин-орбитальном резонансе с Нептуном. Медленная и продолжительная миграция Нептуна в планетезимальный диск до того, как начнутся встречи с планетами, оставляет пояс Койпера с широким распределением наклона. Когда большая полуось Нептуна прыгает наружу после того, как он сталкивается с объектами ледяных гигантов, захваченными в его резонансе 2: 1 во время его предыдущей миграции, ускользает, оставляя группу объектов с низким углом наклона с аналогичными большими полуосями. Скачок наружу также освобождает объекты от резонанса 3: 2, уменьшая количество низко наклоненных плутинов, оставшихся в конце миграции Нептуна.

Поздняя тяжелая бомбардировка

Большинство каменных ударников Поздняя тяжелая бомбардировка происходят из внутреннего расширения пояс астероидов давая меньшую, но более продолжительную бомбардировку. Самая внутренняя область пояса астероидов в настоящее время малонаселенна из-за наличия ν6 светский резонанс. Однако в ранней Солнечной системе этот резонанс был расположен в другом месте, и пояс астероидов простирался дальше внутрь, заканчиваясь на орбитах, пересекающих Марс.^[5] Во время миграции гигантских планет вековой резонанс ν6 сначала быстро пересек пояс астероидов, удалив примерно половину его массы, что намного меньше, чем в исходной модели Ниццы.^[2] Когда планеты достигли своего текущего положения, вековой резонанс ν6 дестабилизировал орбиты самых внутренних астероидов. Некоторые из них быстро вышли на пересекающую планету орбиту, начав позднюю тяжелую бомбардировку. Другие вышли на квазистабильные орбиты с более высоким наклонением, позже вызвав протяженный хвост столкновений, с небольшим остатком, сохранившимся в виде Венгрии.^[5] Увеличение эксцентриситетов орбит и наклонов дестабилизированных объектов также привело к увеличению скорости удара, что привело к изменению распределения лунных кратеров по размерам.^[32] и в производстве ударного расплава в поясе астероидов.^[33] Самая сокровенная (или E-ремень) астероиды оказали девять бассейновых ударов по Луна между 4,1 и 3,7 миллиардами лет назад, причем еще три произошли из ядра пояса астероидов.^[5] Донектарианские бассейны, часть LHB в оригинале Хорошая модель,^[34] Предполагается, что это произошло из-за ударов оставшихся планетезималей из внутренней части Солнечной системы.^[5]

Мощность кометной бомбардировки также уменьшается. Внешняя миграция планет-гигантов нарушает внешний планетезимальный диск, в результате чего ледяные планетезимали выходят на пересекающие планеты орбиты. Некоторые из них затем переводятся Юпитером на орбиты, подобные орбитам комет семейства Юпитера. Они проводят значительную часть своих орбит, пересекая внутреннюю часть Солнечной системы, что увеличивает вероятность столкновения с планетами земной группы и Луной.^[35] В исходной модели Ниццы это приводит к бомбардировке комет с магнитудой, подобной бомбардировке астероидов.^[34] Однако, хотя низкие уровни иридия, обнаруженные в породах, датируемых этой эпохой, были названы свидетельством кометной бомбардировки,^[36] другие доказательства, такие как смесь элементов с высоким содержанием сидерофилов в лунных породах,^[37] а соотношение изотопов кислорода во фрагментах ударных элементов не соответствует бомбардировке кометами.^[38] Распределение лунных кратеров по размерам также в значительной степени соответствует таковому у астероидов, что позволяет сделать вывод, что бомбардировка была обусловлена ​​астероидами.^[39] Бомбардировка кометами могла быть уменьшена рядом факторов. Перемешивание орбит объектами с массой Плутона вызывает наклон орбит ледяных планет, уменьшая долю объектов, выходящих на орбиты семейства Юпитера, с 1/3 до 1/10. Масса внешнего диска в модели пяти планет примерно вдвое меньше, чем у оригинальной модели Ниццы. Величина бомбардировки могла быть еще больше уменьшена из-за того, что ледяные планетезимали претерпели значительную потерю массы, или из-за того, что они разрушились при входе во внутреннюю Солнечную систему. Комбинация этих факторов сокращает предполагаемый самый большой ударный бассейн до размера Mare Crisium, примерно вдвое меньшего размера бассейна Imbrium.^[35] Свидетельства этой бомбардировки могли быть уничтожены более поздними ударами астероидов.^[40]

Был поднят ряд вопросов относительно связи между моделью Ниццы и поздней тяжелой бомбардировкой. Подсчет кратеров с использованием топографических данных лунного разведывательного орбитального аппарата обнаруживает избыток маленьких кратеров по сравнению с большими ударными бассейнами по сравнению с распределением размеров пояса астероидов.^[41] Однако, если E-пояс был результатом столкновений небольшого числа крупных астероидов, он мог иметь распределение размеров, отличное от такового в поясе астероидов с большей долей мелких тел.^[42] Недавняя работа показала, что бомбардировка, исходящая из внутренней полосы астероидов, приведет к образованию только двух лунных бассейнов и будет недостаточной для объяснения древних слоев ударных сфер. Вместо этого предполагается, что источником были обломки от массивного удара, отмечая, что это лучше соответствует распределению размеров ударных кратеров.^[43] Вторая работа соглашается, обнаруживая, что пояс астероидов, вероятно, не был источником поздней тяжелой бомбардировки. Отмечая отсутствие прямых свидетельств кометных столкновений, предполагается, что оставшиеся планетезимали были источником большинства столкновений и что нестабильность модели Ниццы могла возникнуть раньше.^[44] Однако, если используется другой закон масштабирования кратеров, модель Ниццы с большей вероятностью произведет удары, приписываемые поздней тяжелой бомбардировке и более поздним ударным кратерам.^[45][46]

Планеты земной группы

Миграция планет-гигантов, при которой соотношение периодов Юпитера и Сатурна быстро пересекается от значений ниже 2,1 до более 2,3, может оставить планеты земной группы с орбитами, аналогичными их текущим орбитам. Эксцентриситеты и наклоны группы планет могут быть представлены дефицитом углового момента (AMD), мерой отличия их орбит от круговых компланарных орбит.Исследование Брассера, Уолша и Несворни показало, что при использовании выбранной модели прыгающего Юпитера текущий дефицит углового момента имеет разумные шансы (~ 20%) воспроизводиться в численном моделировании, если AMD изначально составляла от 10% до 70% от текущей стоимости. Орбита Марса в этих симуляциях в основном не изменилась, что указывает на то, что его начальная орбита должна была быть более эксцентричной и наклонной, чем у других планет.^[3] Модель прыгающего Юпитера, использованная в этом исследовании, не была типичной, однако она была выбрана из 5%, при этом соотношение периодов Юпитера и Сатурна подскочило выше 2,3, при этом воспроизводились другие аспекты внешней Солнечной системы.^[9]

Общая вероятность успеха моделей прыгающего Юпитера с поздней нестабильностью, воспроизводящих как внутреннюю, так и внешнюю Солнечную систему, невелика. Когда Кайб и Чемберс провели большое количество симуляций, начав с пяти планет-гигантов в резонансной цепи и Юпитера и Сатурна в резонансе 3: 2, 85% привели к потере планеты земного типа, менее 5% воспроизвели текущую AMD, и только 1% воспроизводят орбиты как AMD, так и планеты-гиганта.^[4] В дополнение к пересечениям векового резонанса скачки эксцентриситета Юпитера при встрече с ледяным гигантом также могут возбуждать орбиты планет земной группы.^[23] Это привело их к предположению, что миграция по модели Ниццы произошла до образования планет земной группы и что у LHB была другая причина.^[4] Однако преимущество ранней миграции значительно снижается из-за требования, чтобы отношение периодов Юпитера-Сатурна увеличивалось до значений, превышающих 2,3, чтобы воспроизвести текущий пояс астероидов.^[24][25]

Ранняя нестабильность может быть причиной малой массы Марса. Если нестабильность возникает раньше, эксцентриситет эмбрионов и планетезималей в районе Марса возбуждается, вызывая выброс многих из них. Это лишает Марс материала, прекращая свой рост раньше времени, оставляя Марс меньше по сравнению с Землей и Венерой.^[47]

Модель прыгающего Юпитера может воспроизвести эксцентриситет и наклон орбиты Меркурия. Эксцентриситет Меркурия возбуждается, когда он пересекает световой резонанс с Юпитером. Когда релятивистские эффекты включены, скорость прецессии Меркурия выше, что снижает влияние этого пересечения резонанса и приводит к меньшему эксцентриситету, аналогичному его текущему значению. Наклон Меркурия может быть результатом того, что он или Венера пересекла вековой резонанс с Ураном.^[48]

Пояс астероидов

Быстрое прохождение резонансов через пояс астероидов может оставить его население и общее распределение его орбитальные элементы в значительной степени сохранились.^[2] В этом случае истощение пояса астероидов, перемешивание его таксономические классы, и возбуждение его орбит, дающее распределение наклонений с максимумом около 10 ° и эксцентриситетом около 0,1, должно было произойти раньше.^[26] Это может быть продукт Юпитера. Grand Tack, при условии, что избыток астероидов с более высоким эксцентриситетом будет удален из-за взаимодействия с планетами земной группы.^[49][26] Гравитационное перемешивание планетарные эмбрионы внедренные в пояс астероидов также могут вызывать его истощение, перемешивание и возбуждение.^[50] Однако большинство, если не все эмбрионы, должно быть, были потеряны до возникновения нестабильности.^[2] Смешивание типов астероидов могло быть результатом того, что астероиды рассыпались в пояс во время образования планет.^[51][52] Изначально небольшой пояс астероидов мог иметь свои наклонения и эксцентриситет, возбужденные вековыми резонансами, которые прыгали через пояс астероидов, если орбиты Юпитера и Сатурна становились хаотическими во время резонанса.^[53]

Орбиты астероидов могли бы быть возбуждены во время нестабильности, если бы ледяной гигант провел сотни тысяч лет на орбите, пересекающей Юпитер. Многочисленные гравитационные столкновения между ледяным гигантом и Юпитером в этот период могут вызвать частые изменения большой полуоси, эксцентриситета и наклона Юпитера. Принуждение, оказываемое Юпитером на орбиты астероидов и большие полуоси, где он был наиболее сильным, также будет изменяться, вызывая хаотическое возбуждение орбит астероидов, которое может достигать или превышать их нынешний уровень. Астероиды с самым высоким эксцентриситетом позже будут удалены из-за столкновений с планетами земной группы. Эксцентриситеты планет земной группы во время этого процесса возбуждаются сверх текущих значений, однако в этом случае требуется, чтобы нестабильность возникала до их образования.^[54] Гравитационное перемешивание эмбрионов во время нестабильности может увеличить количество астероидов, вышедших на нестабильные орбиты, что приведет к потере 99-99,9% его массы.^[47]

Размах резонансов и проникновение ледяного гиганта в пояс астероидов приводит к рассеянию столкновительные семейства астероидов сформированный во время или до Поздняя тяжелая бомбардировка. Наклоны и эксцентриситеты столкновительной семьи рассредоточены из-за широких вековых резонансов, в том числе внутри резонансов среднего движения, причем эксцентриситеты подвергаются наибольшему влиянию. Возмущения от близкого столкновения с ледяным гигантом приводят к распространению больших полугранных топоров семьи. Таким образом, большинство коллизионных семейств станет неидентифицируемым с помощью таких методов, как иерархическая кластеризация метод^[55] астероиды V-типа, возникающие в результате столкновений с Вестой, могут быть рассеяны в средний и внешний пояс астероидов.^[56] Однако, если ледяной гигант провел непродолжительное время, пересекая пояс астероидов, некоторые столкновительные семейства могут остаться узнаваемыми, если идентифицировать V-образные узоры на графиках больших полуосей в зависимости от абсолютной величины, созданной эффектом Ярковского.^[57][58] Выживание конфликтной семьи Хильды, подмножества Хильда группа считается, что они образовались во время LHB из-за текущей низкой частоты столкновений,^[59] может быть из-за его создания после прыжка Хильды в резонанс 3: 2, когда ледяной гигант был изгнан.^[26]Перемешивание больших полуосей ледяным гигантом может также удалить окаменелые промежутки Кирквуда, образовавшиеся до возникновения нестабильности.^[53]

Планетезимали внешнего диска встраиваются во все части пояса астероидов, оставаясь в виде П- и Астероиды D-типа. В то время как резонансы Юпитера охватывают пояс астероидов, планетезимали внешнего диска захватываются его внутренними резонансами, эволюционируют к более низким эксцентриситетам через вековые резонансы с этими резонансами и выбрасываются на стабильные орбиты по мере продвижения резонансов Юпитера.^[60] Другие планетезимали имплантируются в пояс астероидов во время встреч с ледяным гигантом, либо непосредственно оставляя их с афелия выше, чем у ледяного гиганта перигелия, или убрав их из резонанса. Скачки на большой полуоси Юпитера во время его столкновения с ледяным гигантом изменяют положение его резонансов, высвобождая одни объекты и захватывая другие. Многие из тех, кто остался после его последнего прыжка, наряду с другими, захваченными широкими резонансами, когда Юпитер мигрирует к его текущему местоположению, выживают в составе резонансных популяций, таких как хильды, Туле, и в резонансе 2: 1.^[61] Объекты, происходящие из пояса астероидов, также могут быть захвачены в резонансе 2: 1,^[62] вместе с некоторыми из населения Хильды.^[26] Экскурсии, которые ледяной гигант совершает в пояс астероидов, позволяют имплантировать ледяные планетезимали дальше в пояс астероидов, при этом некоторые из них достигают внутреннего пояса астероидов с большой полуосью менее 2,5 а.е. Некоторые объекты позже дрейфуют в нестабильные резонансы из-за диффузии или Эффект Ярковского и введите Орбиты пересечения Земли, с Метеорит озера Тагиш представляющий возможный фрагмент объекта, который возник во внешнем планетезимальном диске. Численное моделирование этого процесса может приблизительно воспроизвести распределение астероидов P- и D-типов и размер самых крупных тел с такими различиями, как избыток объектов размером менее 10 км, который объясняется потерями от столкновений или эффектом Ярковского, и конкретная эволюция планет в модели.^[61]

Трояны

Большинство из Юпитер трояны были захвачены в прыжке вскоре после гравитационного столкновения Юпитера с ледяным гигантом. Во время этих встреч Юпитер большая полуось может прыгнуть на 0,2 Австралия, вытесняя L4 и L5 точки радиально, и выпустив многие существующие троянские программы Юпитера. Новые трояны Юпитера захватываются из популяции планетезималей с большой полуосью, подобной новой большой полуоси Юпитера.^[6] Захваченные трояны имеют широкий диапазон наклонностей и эксцентриситетов в результате их рассеивания на планетах-гигантах при миграции из своего исходного местоположения на внешнем диске. Некоторые дополнительные трояны захватываются, а другие теряются при переходах через слабый резонанс, поскольку коорбитальный регионы становятся временно хаотичный.^[6][63] После своего последнего столкновения с Юпитером ледяной гигант может пройти через один из троянских роев Юпитера, рассеивая многие из них и уменьшая свою популяцию.^[6] В симуляциях орбитальное распределение захваченных троянцев Юпитера и асимметрия между популяциями L4 и L5 аналогичны таковому в текущей Солнечной системе и в значительной степени не зависят от истории встреч с Юпитером. Оценки массы планетезимального диска, необходимой для захвата нынешней популяции троянов Юпитера, варьируются от 15 до 20 масс Земли, что соответствует массе, необходимой для воспроизведения других аспектов внешней Солнечной системы.^[6][22]

Планетезималы также захватываются как трояны Нептуна во время нестабильности, когда большая полуось Нептуна прыгает.^[64] Широкое распределение наклона троянских коней Нептуна указывает на то, что наклон их орбит должен был быть возбужден до того, как они были захвачены.^[65] Количество троянов Нептуна могло быть уменьшено из-за того, что в прошлом Уран и Нептун были ближе к резонансу 2: 1.^[66]

Нерегулярные спутники

Юпитер захватывает популяцию неправильных спутников, и относительный размер населения Сатурна увеличивается. Во время гравитационных столкновений между планетами гиперболические орбиты несвязанных планетезималей вокруг одной гигантской планеты нарушаются присутствием другой. Если геометрия и скорости правильные, эти взаимодействия трех тел оставляют планетезималь на связанной орбите, когда планеты разделяются. Хотя этот процесс обратим, слабосвязанные спутники, включая возможные первичные спутники, также могут ускользать во время этих встреч, плотно связанные спутники остаются, а количество нерегулярных спутников увеличивается в течение серии встреч. После столкновений спутники с наклонами от 60 ° до 130 ° теряются из-за резонанса Козая, а более далекие спутники с прямым движением теряются из-за резонанса эвекции.^[67] Столкновения между спутниками приводят к образованию семейств, к значительной потере массы и к сдвигу их распределения по размерам.^[68] Население и орбиты нерегулярных спутников Юпитера, зафиксированные при моделировании, в значительной степени согласуются с наблюдениями.^[7] Гималии, который имеет спектр, подобный астероидам в середине пояса астероидов,^[69] несколько больше, чем самое большое, захваченное при моделировании. Если бы это был первобытный объект, его шансы выжить в серии гравитационных столкновений колеблются от 0,01 до 0,3, причем шансы падают с увеличением числа.^[7] Сатурн чаще встречается с ледяным гигантом в сценарии прыгающего Юпитера, а Уран и Нептун имеют меньше встреч, если это пятая планета-гигант. Это увеличивает размер населения Сатурна относительно Урана и Нептуна по сравнению с исходной моделью Ниццы, что обеспечивает более точное соответствие с наблюдениями.^[7][70]

Обычные спутники

Орбиты обычных спутников Юпитера могут оставаться динамически холодными, несмотря на встречи между планетами-гигантами. Гравитационные столкновения между планетами возмущают орбиты их спутников, возбуждая наклоны и эксцентриситета и изменяя большие полуоси. Если эти столкновения приведут к результатам, несовместимым с наблюдениями, например, столкновения между спутниками или выбросы спутников или нарушение работы Лапласовский резонанс спутников Юпитера Ио, Европа и Ганимед, это может служить доказательством против моделей прыгающего Юпитера. При моделировании столкновения между спутниками или выброс спутников оказались маловероятными, поэтому ледяной гигант должен был приблизиться к Юпитеру в пределах 0,02 а.е. Более далекие встречи, нарушившие резонанс Лапласа, были более обычными, хотя приливные взаимодействия часто приводили к их повторному захвату.^[71] Чувствительным тестом моделей прыгающего Юпитера является наклон Каллистоорбита, которая не затухает приливными взаимодействиями. Наклон Каллисто оставался небольшим в шести из десяти моделей с 5 планетами, протестированных в одном исследовании (в том числе в некоторых, где Юпитер получил спутники неправильной формы, соответствующие наблюдениям).^[72] а другой обнаружил, что вероятность того, что Юпитер выбросит пятую планету-гигант, оставив орбиту Каллисто динамически холодной, составляет 42%.^[73] Каллисто также вряд ли была частью резонанса Лапласа, потому что столкновения, которые поднимают его на текущую орбиту, оставляют его с чрезмерным наклоном.^[71]

Встречи планет также нарушают орбиты лун других внешних планет. Спутник Сатурна Япет мог быть возбужден из-за своего нынешнего наклона, если бы ледяной гигант приблизился к нему за пределами плоскости экватора Сатурна. Если бы Сатурн приобрел свой наклон до встреч, наклон Япета также мог бы быть возбужден из-за многократных изменений его большой полуоси, потому что наклон плоскости Лапласа Сатурна будет варьироваться в зависимости от расстояния от Сатурна. В симуляциях Япет был взволнован своим текущим наклоном в пяти из десяти протестированных моделей прыгающего Юпитера, хотя три оставили его с чрезмерным эксцентриситетом. Сохранение небольшого наклона Оберона благоприятствует моделям с пятью планетами, имея лишь несколько встреч между Ураном и ледяным гигантом, по сравнению с моделями с четырьмя планетами, в которых Уран встречается с Юпитером и Сатурном. Низкий наклон спутника Урана Оберон, 0,1 °, был сохранен в девяти из десяти из пяти моделей планет, в то время как его сохранение оказалось маловероятным в четырех моделях планет.^[72][74] Встречи между планетами могли также быть причиной отсутствия обычных спутников Урана за пределами орбиты Оберона.^[74]

Уменьшается потеря льда с внутренних спутников из-за ударов. Во время поздней тяжелой бомбардировки происходят многочисленные удары планетезималей о спутники внешних планет. В бомбардировке, предсказанной исходной моделью Ниццы, эти удары генерируют достаточно тепла, чтобы испарить льды Мимаса, Энцелада и Миранды.^[75] Пояс планетезималей меньшей массы в пяти моделях планет уменьшает эту бомбардировку. Кроме того, гравитационное перемешивание объектов с массой Плутона в модели Ниццы 2 вызывает наклон и эксцентриситет планетезималей. Это увеличивает их скорости относительно планет-гигантов, снижая эффективность гравитационной фокусировки, тем самым уменьшая долю планетезималей, сталкивающихся с внутренними спутниками. В совокупности это снижает бомбардировку на порядок.^[76] Оценки воздействия на Япет также менее 20% от исходной модели Ниццы.^[77]

Некоторые из ударов носят катастрофический характер, что приводит к выходу из строя внутренних спутников. При бомбардировке оригинальной модели Ниццы это может привести к выходу из строя нескольких спутников Сатурна и Урана. Снижение бомбардировки на порядок позволяет избежать разрушения Дионы и Ариэля; но Миранда, Мимас, Энцелад и, возможно, Тетис все равно будут нарушены. Это могут быть спутники второго поколения, сформированные в результате повторной аккреции разрушенных спутников. В этом случае нельзя ожидать, что Мимас будет дифференцироваться, а низкая плотность Тетиса может быть связана с его образованием в основном из мантии разрушенного прародителя.^[78] В качестве альтернативы они могли образоваться позже из массивного кольца Сатурна,^[79] или даже совсем недавно, 100 млн лет назад, после того, как последнее поколение лун было уничтожено в результате орбитальной нестабильности.^[80]

Гигантская планета наклоняется

Наклоны Юпитера и Сатурна могут быть вызваны спин-орбитальным резонансом. Спин-орбитальный резонанс возникает, когда прецессия частота оси вращения планеты соответствует прецессия частота восходящего узла другой планеты. Эти частоты меняются во время планетарной миграции в зависимости от больших полуосей планет и массы планетезимального диска. Небольшой наклон Юпитера может быть связан с быстрым пересечением спин-орбитального резонанса с Нептуном, в то время как наклон Нептуна был небольшим, например, во время начальной миграции Нептуна до того, как начались встречи с планетами. В качестве альтернативы, если это пересечение произошло, когда большая полуось Юпитера перескочила, это может быть связано с его нынешней близостью к спин-орбитальному резонансу с Ураном. Большой наклон Сатурна может быть получен, если он зафиксирован в резонансе спиновой орбиты с Нептуном, когда Нептун медленно приближался к своей текущей орбите в конце миграции.^[81] Окончательные наклоны Юпитера и Сатурна очень чувствительны к окончательному положению планет: наклон Юпитера был бы намного больше, если бы Уран мигрировал за пределы своей текущей орбиты, наклон Сатурна был бы намного меньше, если бы миграция Нептуна закончилась раньше или если бы резонансное пересечение было более быстрым. . Даже в симуляциях, в которых конечное положение планет-гигантов похоже на текущую Солнечную систему, наклон Юпитера и Сатурна воспроизводится менее чем в 10% случаев.^[82]

Пояс Койпера

Медленная миграция Нептуна, охватывающая несколько а.е., приводит к Пояс Койпера с широким распределением наклона. По мере того, как Нептун мигрирует наружу, он разбрасывает множество объектов с планетезимального диска на орбиты с большими полуосями. Некоторые из этих планетезималей затем фиксируются в резонансах среднего движения с Нептуном. Находясь в резонансе среднего движения, их орбиты могут развиваться посредством таких процессов, как Механизм Козай, уменьшая их эксцентричность и увеличивая их наклонности; или через апсидальный и узловой резонансы, которые изменяют эксцентриситет и наклон соответственно. Объекты, которые достигают орбиты с низким эксцентриситетом и высоким перигелием, могут выйти из резонанса среднего движения и остаться на стабильных орбитах по мере продолжения миграции Нептуна.^[83][84] Распределение наклона горячие классические предметы пояса Койпера воспроизводится в численном моделировании, в котором Нептун плавно мигрировал от 24 а.е. до 28 а.е. с экспоненциальной шкалой времени в 10 миллионов лет, прежде чем выпрыгнуть наружу, когда он встретится с пятой планетой-гигантом, а затем с экспоненциальной шкалой времени 30 миллионов лет.^[85] Медленный темп и увеличенное расстояние этой миграции дает достаточно времени для возбуждения наклонов, прежде чем резонансы достигнут области пояса Койпера, где горячие классические объекты захватываются и позже откладываются.^[86] Если Нептун достигает эксцентриситета больше 0,12 после его встречи с пятой планетой-гигантом, горячие классические объекты пояса Койпера также могут быть захвачены из-за векового воздействия. Вековое принуждение вызывает колебания эксцентриситетов объектов, позволяя некоторым из них достигать орбит с меньшим эксцентриситетом, которые становятся стабильными, когда Нептун достигает низкого эксцентриситета.^[87] Наклоны объектов пояса Койпера также могут быть возбуждены вековыми резонансами вне резонансов, однако это не позволяет использовать распределение наклона для точного определения скорости миграции Нептуна.^[88]

Объекты, которые остаются в резонансах среднего движения в конце миграции Нептуна, образуют резонансные популяции, такие как Plutinos. Немногочисленные объекты с низким наклонением, напоминающие холодные классические объекты, остаются среди плутино в конце миграции Нептуна. Скачок наружу в главных полуосях Нептуна высвобождает объекты с малым наклоном и низким эксцентриситетом, которые были зафиксированы как резонанс Нептуна 3: 2, первоначально унесенный наружу. Впоследствии захват плутино с малым наклоном был в значительной степени предотвращен из-за возбуждения наклонов и эксцентриситетов, поскольку вековые резонансы медленно проносились перед ним.^[85][89] Медленная миграция Нептуна также позволяет объектам достигать больших наклонов перед захватом в резонансы и развиваться до более низких эксцентриситетов, не выходя из резонанса.^[86] Число планетезималей с начальной большой полуосью, превышающей 30 а.е., должно быть, было небольшим, чтобы избежать избытка объектов в резонансах Нептуна 5: 4 и 4: 3.^[90]

Встречи между Нептуном и объектами с массой Плутона уменьшают долю объектов пояса Койпера в резонансах. Изменения скорости во время гравитационных столкновений с планетезималиями, которые управляют миграцией Нептуна, вызывают небольшие скачки его большой полуоси, приводя к миграции, которая является зернистой, а не плавной. Сдвиг местоположения резонансов, вызванный этой грубой миграцией, увеличивает амплитуды либрации резонансных объектов, в результате чего многие из них становятся нестабильными и уходят из резонансов. Наблюдаемое соотношение горячих классических объектов и плутино лучше всего воспроизводится при моделировании, включающем 1000–4000 объектов с массой Плутона (т.е. карликовые планеты) или около 1000 тел в два раза массивнее Плутона, составляющих 10–40% планетезимального диска массой 20 масс Земли, причем примерно 0,1% этого исходного диска остается в различных частях пояса Койпера. Зернистая миграция также уменьшает количество плутино по сравнению с объектами в резонансах 2: 1 и 5: 2 с Нептуном, и приводит к популяции плютино с более узким распределением амплитуд либрации.^[85] Большое количество объектов с массой Плутона потребует, чтобы распределение размеров пояса Койпера имело несколько отклонений от постоянного наклона.^[91]

Ядро холода классические предметы пояса Койпера остается позади, когда Нептун сталкивается с пятой планетой-гигантом. Ядро представляет собой концентрацию объектов пояса Койпера с небольшими эксцентриситетами и наклонами, а также с большими полуосями 44–44,5 а.е., идентифицированными Канадско-французским исследованием плоскости эклиптики.^[92] По мере того как Нептун мигрирует наружу, малонаклонные объекты с низким эксцентриситетом улавливаются его резонансом среднего движения 2: 1. В этом резонансе эти объекты уносятся наружу, пока Нептун не достигнет 28 а.е. В это время Нептун встречает пятого ледяного гиганта, рассеянного Юпитером. Гравитационное столкновение заставляет большую полуось Нептуна выпрыгивать наружу. Однако объекты, которые находились в резонансе 2: 1, остаются на своих прежних орбитах и ​​остаются позади, поскольку миграция Нептуна продолжается. Те объекты, которые были вытолкнуты на небольшое расстояние, обладают небольшими эксцентриситетами и попадают в местную популяцию холодных классических КБО.^[89] У других, которые были перенесены на большие расстояния, во время этого процесса возбуждается их эксцентриситет. Хотя большинство из них выпускаются на орбитах с более высоким эксцентриситетом, у некоторых из них эксцентриситет снижен из-за векового резонанса в резонансе 2: 1 и высвобождается как часть ядра или раньше из-за зернистой миграции Нептуна.^[93] Среди них есть объекты из регионов, которые больше не заняты динамически холодными объектами, которые сформировались на месте, например, между 38 и 40 а.е. Выход в резонанс позволяет имплантировать эти слабо связанные, нейтрально окрашенные или «синие» двойные системы, не сталкиваясь с Нептуном.^[94] Ядро также было воспроизведено в моделировании, в котором более сильная нестабильность произошла без предшествующей миграции Нептуна, и диск был обрезан до ~ 44,5 а.е.^[95]

Низкие эксцентриситет и наклоны холодных объектов классического пояса накладывают некоторые ограничения на эволюцию орбиты Нептуна. Они сохранятся, если эксцентриситет и наклон Нептуна после его встречи с другим ледяным гигантом останутся небольшими (e <0,12 и i <6 °) или быстро затухнут.^[96][97] Это ограничение может быть несколько ослаблено, если прецессия Нептуна быстрая из-за сильных взаимодействий с Ураном или диском с высокой поверхностной плотностью.^[87] Комбинация всего этого может позволить воспроизвести холодный классический пояс даже в моделировании с более сильной нестабильностью.^[97] Если быстрая скорость прецессии Нептуна временно снизится, может образоваться «клин» пропущенных объектов с низким эксцентриситетом за пределами 44 а.е.^[98] Внешний вид этого клина также можно воспроизвести, если размер объектов, изначально превышающих 45 а.е., уменьшался с увеличением расстояния.^[89] Более продолжительный период медленной прецессии Нептуна может позволить объектам с низким эксцентриситетом оставаться в холодном классическом поясе, если его продолжительность совпадает с продолжительностью колебаний эксцентриситетов объектов.^[99] Медленное колебание резонансов с экспоненциальной шкалой времени 100 миллионов лет, в то время как Нептун имеет умеренный эксцентриситет, может удалить объекты с низким углом наклона с более высоким эксцентриситетом, усекая распределение эксцентриситета холодных объектов классического пояса и оставляя ступеньку рядом с текущим положением. резонанса Нептуна 7: 4.^[100]

Разбросанный диск

в рассеянный диск, медленная и зернистая миграция Нептуна оставляет отдельные объекты с перигелиями более 40 а.е., сгруппированными около его резонансов. Планетезимали, рассеянные Нептуном, захватываются в резонансах, эволюционируют на орбиты с меньшим эксцентриситетом и большим наклонением и выпускаются на стабильные орбиты более высокого перигелия. За пределами 50 а.е. этот процесс требует более медленной миграции Нептуна, чтобы перигелия поднялась выше 40 а.е. В результате в рассеянном диске окаменелые объекты с высоким перигелием остаются позади только во время последних частей миграции Нептуна, оставляя короткие следы (или пальцы) на графике эксцентриситета в зависимости от большой полуоси, вблизи, но сразу внутри течения. расположение резонансов Нептуна. Протяженность этих следов зависит от шкалы времени миграции Нептуна и простирается дальше внутрь, если шкала времени длиннее. Освобождению этих объектов от резонанса способствует зернистая миграция Нептуна, которая может быть необходима для такого объекта, как 2004 XR190 чтобы ускользнуть от резонанса Нептуна 8: 3.^[101][102] Если столкновение с пятой планетой оставит Нептун с большим эксцентриситетом, большие полуоси объектов с высоким перигелием будут распределены более симметрично относительно резонансов Нептуна,^[103] в отличие от объектов, наблюдаемых OSSOS.^[104]

Динамика рассеянного диска, оставленного миграцией Нептуна, зависит от расстояния. Во время внешней миграции Нептуна многие объекты разбросаны по орбитам с большой полуосью более 50 а.е. Как и в поясе Койпера, некоторые из этих объектов захватываются и остаются в резонансе с Нептуном, в то время как другие уходят из резонанса на стабильные орбиты после того, как их перигелии поднимаются. Другие объекты с перигелиями около Нептуна также остаются в конце миграции Нептуна. Орбиты этих рассеивающих объектов меняются со временем, поскольку они продолжают взаимодействовать с Нептуном, причем некоторые из них выходят на пересекающие планеты орбиты, ненадолго становясь кентаврами или кометами, прежде чем они будут выброшены из Солнечной системы. Примерно 80% объектов между 50 и 200 а.е. имеют стабильные, резонансные или отдельные орбиты с большой полуосью, которые меняются менее чем на 1,5 а.е. за миллиард лет. Остальные 20% - это активно рассеивающие объекты с большими полуосями, которые существенно различаются из-за взаимодействия с Нептуном. За пределами 200 а.е. большинство объектов в рассеянном диске активно рассеиваются. Общая масса, отложенная в рассеянном диске, примерно вдвое больше, чем у классического пояса Койпера, причем примерно 80% объектов, доживших до настоящего времени, имеют большие полуоси менее 200 а.е.^[105] Отдельные предметы с меньшим наклоном становятся реже с увеличением большой полуоси,^[102][90] возможно из-за стабильных резонансов среднего движения или резонанса Козаи внутри этих резонансов, требующего минимального наклона, который увеличивается с увеличением большой полуоси.^[106][107]

Планета девять облаков

Если гипотетический Планета девять существует и присутствовало во время миграции планеты-гиганта, должно было образоваться облако объектов с аналогичными большими полуосями. Объекты, разбросанные наружу на большие полуоси размером более 200 а.е., будут иметь перигелии, поднятые динамическими эффектами Девятой Планеты, отделяющими их от влияния Нептуна. Большие полуоси объектов, динамически управляемых Девятой планетой, будут сосредоточены на ее большой полуоси в диапазоне от 200 а.е. до ~ 2000 а.е., причем большинство объектов имеют большие полуоси, чем у Девятой планеты. Их наклоны будут примерно изотропными, до 180 градусов. Перигелии этого объекта будут циклически повторяться в течение более 100 млн лет, возвращая многих под влияние Нептуна. Расчетная масса, остающаяся в настоящее время, составляет 0,3 - 0,4 массы Земли.^[105]

Облако Оорта

Некоторые из объектов, разбросанных на очень далекие орбиты во время миграции гигантских планет, захвачены в облаке Оорта. Внешнее облако Оорта, большие полуоси которого превышают 20 000 а.е., формируется быстро, когда галактический прилив поднимает перигелий объекта за орбиты планет-гигантов. Внутреннее облако Оорта формируется медленнее, извне внутрь, из-за более слабого влияния галактического прилива на объекты с меньшей большой полуосью. Большинство объектов, захваченных во внешнем облаке Оорта, рассеиваются Сатурном наружу, не сталкиваясь с Юпитером, а некоторые рассеиваются наружу Ураном и Нептуном. Захваченные во внутреннем облаке Оорта в первую очередь рассеиваются Нептуном. Примерно 6,5% планетезималей за пределами начальной орбиты Нептуна, примерно 1,3 массы Земли, захвачены в облаке Оорта и примерно 60% - во внутреннем облаке.^[105]

Объекты также могли быть захвачены ранее и из других источников. Когда Солнце покинуло место своего рождения, объекты скопления могли быть захвачены облаком Оорта с других звезд.^[108] Если газовый диск выходит за пределы орбит планет-гигантов, когда они очищают свои окрестности, объекты размером с комету замедляются из-за сопротивления газа, не позволяющего им достичь облака Оорта.^[109] Однако, если Уран и Нептун сформировались поздно, некоторые объекты, удаленные от их окрестностей после рассеивания газового диска, могут быть захвачены облаком Оорта.^[105] Если бы Солнце оставалось в скоплении своего рождения в это время или во время планетарной миграции, если это произошло раньше, сформированное облако Оорта было бы более компактным.^[110]

Смотрите также

• Гипотеза Grand Tack

Рекомендации