WikiDer > Хорошая модель

Nice model

В Отлично (/ˈпяs/) модель это сценарий для динамическая эволюция из Солнечная система. Он назван по месту нахождения Observatoire de la Côte d'Azur, где он изначально был разработан, в 2005 г. Отлично, Франция.[1][2][3] Он предлагает миграция из планеты-гиганты из первоначальной компактной конфигурации в их нынешнее положение спустя долгое время после рассеяния первоначальной протопланетный диск. Этим он отличается от более ранние модели формирования Солнечной системы. Этот планетарная миграция используется в динамическое моделирование Солнечной системы для объяснения исторических событий, включая Поздняя тяжелая бомбардировка из внутренняя солнечная система, формирование Облако Оорта, и существование популяций небольшие тела Солнечной системы в том числе Пояс Койпера, то Нептун и Юпитер трояны, и многочисленные резонансные транснептуновые объекты преобладает Нептун.

Его успех в воспроизведении многих наблюдаемых особенностей Солнечной системы принес ему широкое признание как текущую наиболее реалистичную модель ранней эволюции Солнечной системы.[3] хотя он не пользуется всеобщим одобрением среди планетологи. Более поздние исследования выявили ряд различий между предсказаниями исходной модели Ниццы и наблюдениями за текущей Солнечной системой, например, орбитами планет земной группы и астероидов, что привело к ее модификации.

Моделирование, показывающее внешние планеты и планетезимальный пояс: а) ранняя конфигурация, прежде чем Юпитер и Сатурн достигнут резонанса 2: 1; б) рассеяние планетезималей во внутренние области Солнечной системы после орбитального сдвига Нептуна (темно-синий) и Урана (светло-синий); в) после выброса планетезималей планетами.[4]

Описание

Исходное ядро ​​модели Ниццы - тройка статей, опубликованных в общем научном журнале. Природа в 2005 году международной коллаборацией ученых: Родни Гомес, Хэл Левисон, Алессандро Морбиделли, и Клеоменис Циганис.[4][5][6] В этих публикациях четыре автора предположили, что после рассеяния газа и пыли первичного диска Солнечной системы четыре планеты-гиганты (Юпитер, Сатурн, Уран, и Нептун) были первоначально обнаружены на почти круговых орбитах между ~ 5.5 и ~ 17 астрономические единицы (AU), гораздо более близко расположенные и компактные, чем в настоящее время. Большой плотный диск малых камень и лед планетезимали Всего около 35 масс Земли простирается от орбиты самой удаленной планеты-гиганта до примерно 35 а.е.

Ученые настолько мало понимают формирование Урана и Нептуна, что Левисон заявляет, что «возможности относительно образования Урана и Нептуна почти безграничны».[7] Однако предполагается, что эта планетная система развивалась следующим образом: Планетезимали на внутреннем крае диска иногда проходят через гравитационные встречи с самой удаленной планетой-гигантом, которые меняют орбиты планетезималей. Планеты разбрасывают большинство небольших ледяных тел, с которыми они сталкиваются, внутрь, обмениваясь угловой момент с рассеянными объектами, так что планеты в ответ движутся наружу, сохраняя угловой момент системы. Эти планетезимали затем аналогичным образом рассеиваются от следующей планеты, с которой они сталкиваются, последовательно перемещая орбиты Уран, Нептун, и Сатурн наружу.[7] Несмотря на незначительное движение, которое может произвести каждый обмен импульсом, в совокупности эти планетезимальные встречи сдвигаются (мигрировать) орбиты планет на значительную величину. Этот процесс продолжается до тех пор, пока планетезимали не взаимодействуют с самой внутренней и самой массивной планетой-гигантом, Юпитер, чья огромная гравитация отправляет их на высокоэллиптические орбиты или даже выталкивает их прямо из Солнечной системы. Это, напротив, заставляет Юпитер немного двигаться внутрь.

Низкая скорость орбитальных встреч определяет скорость, с которой планетезимали исчезают с диска, и соответствующую скорость миграции. После нескольких сотен миллионов лет медленной, постепенной миграции Юпитер и Сатурн, две самые внутренние планеты-гиганты, пересекают свои общие 1: 2. резонанс среднего движения. Этот резонанс увеличивает их орбитальные эксцентриситеты, дестабилизирующий всю планетную систему. Расположение планет-гигантов меняется быстро и резко.[8] Юпитер сдвигает Сатурн к его нынешнему положению, и это перемещение вызывает взаимные гравитационные столкновения между Сатурном и двумя ледяные гиганты, которые продвигают Нептун и Уран на гораздо более эксцентричные орбиты. Эти ледяные гиганты затем врезаются в диск планетезималей, разбрасывая десятки тысяч планетезималей со своих ранее стабильных орбит во внешней Солнечной системе. Это разрушение почти полностью рассеивает изначальный диск, удаляя 99% его массы, сценарий, который объясняет современное отсутствие плотного диска. транснептуновый Население.[5] Некоторые планетезимали выбрасываются во внутренние области Солнечной системы, вызывая внезапный приток удары на планеты земной группы: the Поздняя тяжелая бомбардировка.[4]

В конце концов, планеты-гиганты достигают своей нынешней орбиты. полуглавные оси, и динамическое трение с оставшимся планетезимальным диском гасит их эксцентриситет и снова делает орбиты Урана и Нептуна круговыми.[9]

Примерно в 50% начальных моделей Циганиса и его коллег Нептун и Уран также меняются местами.[5] Обмен Урана и Нептуна согласуется с моделями их образования в диске, поверхностная плотность которого уменьшается с увеличением расстояния от Солнца, что предсказывает, что массы планет также должны уменьшаться с удалением от Солнца.[1]

Пример Хорошая модель моделирования миграции солнечного расстояния четырех планет-гигантов.

Особенности солнечной системы

Запуск динамических моделей Солнечной системы с различными начальными условиями для смоделированной продолжительности истории Солнечной системы приведет к созданию различных популяций объектов в Солнечной системе. Поскольку начальные условия модели могут изменяться, каждая популяция будет более или менее многочисленной и будет иметь определенные орбитальные свойства. Доказывая Модель эволюции ранней Солнечной системы затруднительна, поскольку ее невозможно наблюдать напрямую.[8] Однако об успехе любой динамической модели можно судить, сравнивая прогнозы численности населения на основе моделирования с астрономическими наблюдениями за этими популяциями.[8] В настоящее время компьютерные модели Солнечной системы, начатые с начальных условий Ниццкого сценария, лучше всего соответствуют многим аспектам наблюдаемой Солнечной системы.[10]

Поздняя тяжелая бомбардировка

Основная статья: Поздняя тяжелая бомбардировка

Рекорд кратера на Луна а на планетах земной группы - это одно из главных свидетельств поздней тяжелой бомбардировки (LHB): увеличение числа ударов примерно через 600 миллионов лет после образования Солнечной системы. В модели Ниццы ледяные планетезимали рассыпаются по орбитам, пересекающим планету, когда внешний диск разрушается Ураном и Нептуном, вызывая резкий всплеск ударов ледяных объектов. Миграция внешних планет также вызывает среднее движение и светские резонансы пройти через внутреннюю Солнечную систему. В поясе астероидов они возбуждают эксцентриситет астероидов, выводящих их на орбиты, пересекающие орбиты планет земной группы, вызывая более продолжительный период столкновений с каменными объектами и унося примерно 90% их массы.[4] Количество планетезимали который достигнет Луны, согласуется с данными кратера от LHB.[4] Однако орбитальное распределение остальных астероидов не соответствует наблюдениям.[11] Во внешней Солнечной системе ударов по спутникам Юпитера достаточно, чтобы вызвать дифференциацию Ганимеда, но не Каллисто.[12] Однако воздействие ледяных планетезималей на внутренние луны Сатурна является чрезмерным, что приводит к испарению их льда.[13]

Трояны и пояс астероидов

После того, как Юпитер и Сатурн пересекают резонанс 2: 1, их совместное гравитационное влияние дестабилизирует троянскую коорбитальную область, позволяя существовать Троян группы в L4 и я5 Точки Лагранжа Юпитера и Нептуна, которые нужно ускользнуть, и новые объекты внешнего планетезимального диска, которые должны быть захвачены.[14] Объекты в коорбитальной области троянца подвергаются либрации, циклически дрейфуя относительно L4 и я5 точки. Когда Юпитер и Сатурн находятся рядом, но не в резонансе, место, где Юпитер проходит мимо Сатурна относительно их перигелиев, циркулирует медленно. Если период этой циркуляции попадает в резонанс с периодом либрации троянов, диапазон их либраций может увеличиваться, пока они не ускользнут.[6] Когда это происходит, коорбитальная область трояна «динамически открыта», и объекты могут как покинуть область, так и войти в нее. Первобытные трояны убегают, и часть множества объектов из нарушенного планетезимального диска временно населяет его.[3] Позже, когда орбиты Юпитера и Сатурна удаляются дальше друг от друга, троянская область становится «динамически закрытой», и планетезимали в троянской области захватываются, и многие из них остаются сегодня.[6] Захваченные трояны имеют широкий спектр задатков, которые ранее не были поняты из-за их неоднократных встреч с планетами-гигантами.[3] Угол либрации и эксцентриситет моделируемой популяции также соответствуют наблюдениям за орбитами Юпитер трояны.[6] Этот механизм модели Ниццы аналогично генерирует Нептун трояны.[3]

Большое количество планетезималей также было захвачено в резонансах среднего движения Юпитера, когда Юпитер мигрировал внутрь. Те, что остались в резонансе 3: 2 с Юпитером, образуют Семья Хильды. Эксцентриситет других объектов уменьшался, пока они находились в резонансе, и уходили на стабильные орбиты во внешнем пространстве. пояс астероидов, на расстояниях более 2,6 а.е. при перемещении резонансов внутрь.[15] Эти захваченные объекты затем подверглись бы эрозии столкновений, измельчая население на более мелкие фрагменты, на которые затем мог бы воздействовать Эффект Ярковского, вызывая дрейф мелких объектов в нестабильные резонансы, и Пойнтинг – Робертсон дрэг заставляя более мелкие зерна дрейфовать к солнцу. Эти процессы удаляют более 90% исходной массы, имплантированной в пояс астероидов, согласно Боттке и его коллегам.[16] Частотно-размерное распределение этой моделируемой популяции после этой эрозии полностью согласуется с наблюдениями.[16] Это говорит о том, что Троянцы Юпитера, Хильды и некоторые части внешнего пояса астероидов, все спектральные Астероиды D-типа, являются остатками планетезималей от этого процесса захвата и эрозии.[16] Также было высказано предположение, что карликовая планета Церера был захвачен с помощью этого процесса.[17] Несколько астероидов типа D были недавно обнаружены с большой полуосью менее 2,5 а.е., что ближе, чем те, которые были бы зафиксированы в оригинальной модели Ниццы.[18]

Спутники внешней системы

Любые оригинальные популяции нерегулярные спутники захвачены традиционными механизмами, такими как сопротивление или удары аккреционных дисков,[19] будут 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 захвачена этими планетами через трехстороннее взаимодействие во время встреч между планетами. Вероятность того, что любая планетезималь будет захвачена ледяной гигант относительно высокий, несколько 10−7.[20] Эти новые спутники можно было снимать практически под любым углом, поэтому в отличие от регулярные спутники из Сатурн, Уран, и Нептун, они не обязательно вращаются в экваториальных плоскостях планет. Некоторые нерегулярные предметы могли даже обмениваться между планетами. Полученные в результате неправильные орбиты хорошо совпадают с большими полуосями, наклонами и эксцентриситетами наблюдаемых популяций.[20] Последующие столкновения между этими захваченными спутниками могли создать подозреваемые коллизионные семьи видел сегодня.[21] Эти столкновения также необходимы, чтобы привести популяцию к нынешнему распределению размеров.[22]

Тритон, самый большой спутник Нептуна, можно объяснить, если он был захвачен в результате взаимодействия трех тел, включающего разрушение двойного планетоида.[23] Такое нарушение двоичной системы было бы более вероятно, если бы Тритон был меньшим членом двоичной системы.[24] Однако захват Тритона был бы более вероятным в ранней Солнечной системе, когда газовый диск гасил бы относительные скорости, а реакции бинарного обмена в целом не привели бы к появлению большого количества мелких нерегулярных частиц.[24]

Между Юпитер и другие планеты для объяснения свиты неправильных форм Юпитера в начальных моделях Ниццы, которые воспроизводили другие аспекты внешней Солнечной системы. Это говорит о том, что либо на этой планете работал второй механизм, либо что ранние модели не воспроизводили эволюцию орбит планет-гигантов.[20]

Формирование пояса Койпера

Миграция внешних планет также необходима для объяснения существования и свойств Солнечная системасамые отдаленные регионы.[9] Первоначально Пояс Койпера был намного плотнее и ближе к солнце, с внешним краем примерно 30 а.е. Его внутренний край был бы вне орбиты Уран и Нептун, которые, в свою очередь, были намного ближе к Солнцу, когда они сформировались (скорее всего, в диапазоне 15–20 а.е.), и в противоположных местах, с Ураном дальше от Солнца, чем Нептун.[4][9]

Гравитационные столкновения между планетами рассеивают Нептун в планетезимальном диске 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 хаотическими. Орбиты объектов между Нептуном и краем планетезимального диска в это время могут развиваться наружу на стабильные орбиты с низким эксцентриситетом в 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, когда они взаимодействуют с Нептуном. Позже, когда Нептун мигрирует наружу по орбите с низким эксцентриситетом, объекты, которые были разбросаны наружу, попадают в его резонансы, и их эксцентриситет может уменьшаться, а их наклоны увеличиваются из-за Механизм Козай, позволяя им выйти на стабильные орбиты с большим наклонением. Другие объекты остаются захваченными в резонансе, образуя плютино и другие резонансные популяции. Эти две группы населения динамично горячие, с более высокими наклонностями и эксцентриситетом; из-за того, что они разбросаны наружу, и более длительный период взаимодействия этих объектов с Нептуном.[9]

Эта эволюция орбиты Нептуна создает как резонансные, так и нерезонансные популяции, внешний край в резонансе 2: 1 Нептуна и небольшую массу относительно исходного планетезимального диска. Избыток низко наклоненных плутино в других моделях избегается из-за того, что Нептун рассеивается наружу, оставляя свой резонанс 3: 2 за исходным краем 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.[9] Однако эта эволюция орбиты Нептуна не учитывает некоторые характеристики орбитального распределения. Он предсказывает более высокий средний эксцентриситет на орбитах классических объектов пояса Койпера, чем наблюдаемый (0,10–0,13 против 0,07), и не дает достаточно объектов с большим наклоном. Он также не может объяснить очевидное полное отсутствие серых объектов в холодном населении, хотя было высказано предположение, что цветовые различия возникают частично из-за процессов поверхностной эволюции, а не полностью из-за различий в изначальном составе.[25]

Нехватка объектов с наименьшим эксцентриситетом, предсказанных в модели Ниццы, может указывать на то, что холодная популяция сформировалась на месте. В дополнение к разным орбитам горячее и холодное население имеет разные цвета. Холодное население заметно краснее горячего, что позволяет предположить, что оно имеет другой состав и сформировалось в другом регионе.[25][26] Холодное население также включает большое количество двойных объектов со слабо связанными орбитами, которые вряд ли переживут близкое столкновение с Нептуном.[27] Если холодная популяция сформировалась на его нынешнем месте, для ее сохранения потребовалось бы, чтобы эксцентриситет Нептуна оставался небольшим,[28] или что его перигелий быстро прецессировал из-за сильного взаимодействия между ним и Ураном.[29]

Рассеянный диск и облако Оорта

Объекты, рассеянные Нептуном на орбитах с большой полуосью более 50 а.е., могут быть захвачены в резонансах, формирующих резонансную популяцию рассеянный дискили, если их эксцентриситет уменьшается во время резонанса, они могут выйти из резонанса на стабильные орбиты в рассеянном диске, пока Нептун мигрирует. Когда эксцентриситет Нептуна велик, его афелий может выходить далеко за пределы его текущей орбиты. Объекты, которые достигают перигелий, близких к перигелийам Нептуна или превышающих их в это время, могут отделяться от Нептуна, когда его эксцентриситет затухает, уменьшая афелий, оставляя их на стабильных орбитах в рассеянном диске.[9]

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 внутреннюю Облако Оорта с умеренными наклонностями. Другие, которые достигают еще больших орбит, могут быть возмущены ближайшими звездами, образующими внешнее облако Оорта с изотропными наклонами. Объекты, рассеянные Юпитером и Сатурном, обычно выбрасываются из Солнечной системы.[30] В эти резервуары может быть отложено несколько процентов исходного планетезимального диска.[31]

Модификации

Основная статья: Сценарий прыгающего Юпитера

С момента первой публикации модель Nice претерпела ряд изменений. Некоторые изменения отражают лучшее понимание формирования Солнечной системы, в то время как другие были внесены после того, как были выявлены значительные различия между ее предсказаниями и наблюдениями. Гидродинамические модели ранней Солнечной системы показывают, что орбиты планет-гигантов сойдутся, что приведет к их захвату в серию резонансов.[32] Было также показано, что медленное приближение Юпитера и Сатурна к резонансу 2: 1 перед нестабильностью и плавное разделение их орбит впоследствии изменяет орбиты объектов во внутренней Солнечной системе из-за широких вековых резонансов. Первый может привести к тому, что орбита Марса пересечет орбиту других планет земной группы, что дестабилизирует внутреннюю часть Солнечной системы. Если бы первого избегали, последние все равно оставили бы орбиты планет земной группы с большим эксцентриситетом.[33] Орбитальное распределение пояса астероидов также изменится, оставив его с избытком объектов с большим наклонением.[11] Другие различия между предсказаниями и наблюдениями включали захват Юпитером нескольких спутников неправильной формы, испарение льда с внутренних спутников Сатурна, нехватку объектов с большим наклонением, захваченных в поясе Койпера, и недавнее открытие астероидов D-типа во внутренних лунах. пояс 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 близко к Солнцу, как недавно обнаруженные экзопланеты, известные как горячие юпитеры. Однако захват Сатурна в резонансе с Юпитером предотвращает это, а более поздний захват других планет приводит к четырехкратной резонансной конфигурации с Юпитером и Сатурном в их соотношении 3: 2. резонанс.[32] Также был предложен механизм замедленного срыва этого резонанса. Гравитационные столкновения с объектами внешнего диска с массой Плутона будут перемешивать их орбиты, вызывая увеличение эксцентриситетов, а через соединение их орбит - внутреннюю миграцию планет-гигантов. Во время этой внутренней миграции будут пересекаться вековые резонансы, которые изменят эксцентриситет орбит планет и нарушат четверной резонанс. Затем следует поздняя нестабильность, аналогичная исходной модели Nice. В отличие от оригинальной модели Ниццы, время этой нестабильности не зависит от начальных орбит планет или расстояния между внешней планетой и планетезимальным диском. Комбинация резонансных планетных орбит и поздней нестабильности, вызванной этими долгими далекими взаимодействиями, была названа Хорошая 2 модель.[34]

Вторая модификация заключалась в том, чтобы один из ледяных гигантов столкнулся с Юпитером, заставив его большую полуось подпрыгнуть. В этом сценарий прыжка Юпитера, ледяной гигант встречает Сатурн и рассеивается внутрь на орбиту, пересекающую Юпитер, в результате чего орбита Сатурна расширяется; затем встречает Юпитер и рассеивается наружу, в результате чего орбита Юпитера сокращается. Это приводит к ступенчатому разделению орбит Юпитера и Сатурна вместо плавной расходящейся миграции.[33] Поэтапное разделение орбит Юпитера и Сатурна позволяет избежать медленного смещения вековых резонансов во внутренней части Солнечной системы, что увеличивает эксцентриситет планет земной группы.[33] и покидает пояс астероидов с чрезмерным соотношением объектов с большим и низким углом наклона.[11] Встречи между ледяным гигантом и Юпитером в этой модели позволяют Юпитеру обзавестись своими спутниками неправильной формы.[35] Трояны Юпитера также захватываются после этих столкновений, когда большая полуось Юпитера перескакивает, и, если ледяной гигант проходит через одну из точек либрации, рассеивающих троянов, одна популяция истощается по сравнению с другой.[36] Более быстрое прохождение вековых резонансов через пояс астероидов ограничивает потерю астероидов из его ядра. Большинство каменистых ударников поздней тяжелой бомбардировки вместо этого происходят из внутреннего расширения, которое нарушается, когда планеты-гиганты достигают своих нынешних позиций, а остатки остаются в виде астероидов Венгрии.[37] Некоторые астероиды D-типа встроены во внутренний пояс астероидов в пределах 2,5 а.е. во время столкновений с ледяным гигантом, когда он пересекает пояс астероидов.[38]

Модель Five-planet Nice

Основная статья: Модель Five-planet Nice

Частый выброс при моделировании столкновения ледяного гиганта с Юпитером привел Дэвида Несворного и других к гипотезе о ранней Солнечной системе с пятью планетами-гигантами, одна из которых была выброшена во время нестабильности.[39][40] Эта модель с пятью планетами в Ницце начинается с планет-гигантов в резонансной цепочке 3: 2, 3: 2, 2: 1, 3: 2 с планетезимальным диском, вращающимся за ними.[41] После разрыва резонансной цепи Нептун сначала мигрирует наружу в планетезимальный диск, достигая 28 а.е., прежде чем начнутся встречи между планетами.[42] Эта первоначальная миграция уменьшает массу внешнего диска, позволяя сохранить эксцентриситет Юпитера.[43] и формирует пояс Койпера с распределением наклона, которое соответствует наблюдениям, если 20 масс Земли оставались в планетезимальном диске, когда эта миграция началась.[44] Эксцентриситет Нептуна может оставаться небольшим во время нестабильности, поскольку он сталкивается только с выброшенным ледяным гигантом, что позволяет сохранить холодный классический пояс на месте.[42] Планетезимальный пояс с меньшей массой в сочетании с возбуждением наклонений и эксцентриситетов объектами с массой Плутона также значительно снижает потерю льда внутренними лунами Сатурна.[45] Комбинация позднего разрыва резонансной цепи и миграции Нептуна на 28 а.е. до возникновения нестабильности маловероятна для модели Ниццы 2. Этот разрыв может быть перекрыт медленной миграцией пыли в течение нескольких миллионов лет после раннего выхода из резонанса.[46]Недавнее исследование показало, что модель Ниццы с пятью планетами имеет статистически небольшую вероятность воспроизведения орбит планет земной группы. Хотя это означает, что нестабильность произошла до образования планет земной группы и не могла быть источником поздней тяжелой бомбардировки,[47][48] Преимущество ранней нестабильности уменьшается из-за значительных скачков большой полуоси Юпитера и Сатурна, необходимых для сохранения пояса астероидов.[49][50]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ а б «Решить затруднения в солнечной системе просто: просто измените положение Урана и Нептуна». пресс-релиз. Государственный университет Аризоны. 11 декабря 2007 г.. Получено 2009-03-22.
  2. ^ Деш, С. (2007). "Распределение масс и формирование планет в солнечной туманности". Астрофизический журнал. 671 (1): 878–893. Bibcode:2007ApJ ... 671..878D. Дои:10.1086/522825.
  3. ^ а б c d е Крида, А. (2009). Формирование Солнечной системы. Обзоры в современной астрономии. 21. С. 215–227. arXiv:0903.3008. Bibcode:2009RvMA ... 21..215C. Дои:10.1002 / 9783527629190.ch12. ISBN 9783527629190.
  4. ^ а б c d е ж Р. Гомеш; Х. Ф. Левисон; К. Цыганис; А. Морбиделли (2005). «Происхождение катастрофического периода поздних тяжелых бомбардировок планет земной группы» (PDF). Природа. 435 (7041): 466–9. Bibcode:2005Натура.435..466Г. Дои:10.1038 / природа03676. PMID 15917802. S2CID 4398337.
  5. ^ а б c d Циганис, К .; Gomes, R .; Morbidelli, A .; Ф. Левисон, Х. (2005). «Происхождение орбитальной архитектуры планет-гигантов Солнечной системы» (PDF). Природа. 435 (7041): 459–461. Bibcode:2005Натура.435..459Т. Дои:10.1038 / природа03539. PMID 15917800. S2CID 4430973.
  6. ^ а б c d Morbidelli, A .; Levison, H.F .; Циганис, К .; Гомес, Р. (2005). «Хаотический захват троянских астероидов Юпитера в ранней Солнечной системе» (PDF). Природа. 435 (7041): 462–465. Bibcode:2005Натура.435..462М. Дои:10.1038 / природа03540. OCLC 112222497. PMID 15917801. S2CID 4373366. Архивировано из оригинал (PDF) 21 февраля 2014 г.
  7. ^ а б Дж. Джеффри Тейлор (21 августа 2001 г.). «Уран, Нептун и Лунные горы». Открытия исследований в области планетарной науки. Гавайский институт геофизики и планетологии. Получено 2008-02-01.
  8. ^ а б c Хансен, Кэтрин (7 июня 2005 г.). "Орбитальная перестановка для ранней солнечной системы". Geotimes. Получено 2007-08-26.
  9. ^ а б c d е ж Левисон Х.Ф., Морбиделли А., Ван Лаерховен С., Гомес Р.С., Циганис К. (2007). «Происхождение структуры пояса Койпера во время динамической нестабильности на орбитах Урана и Нептуна». Икар. 196 (1): 258–273. arXiv:0712.0553. Bibcode:2008Icar..196..258L. Дои:10.1016 / j.icarus.2007.11.035. S2CID 7035885.
  10. ^ Т. В. Джонсон; Дж. К. Кастильо-Рогез; Д. Л. Матсон; А. Морбиделли; J. I. Lunine. «Ограничения на раннюю хронологию внешней Солнечной системы» (PDF). Конференция по ранней ударной бомбардировке Солнечной системы (2008). Получено 2008-10-18.
  11. ^ а б c Морбиделли, Алессандро; Брассер, Рамон; Гомес, Родни; Левисон, Гарольд Ф .; Циганис, Клеоменис (2010). "Свидетельства пояса астероидов о бурной эволюции орбиты Юпитера в прошлом". Астрономический журнал. 140 (5): 1391–1501. arXiv:1009.1521. Bibcode:2010AJ .... 140.1391M. Дои:10.1088/0004-6256/140/5/1391. S2CID 8950534.
  12. ^ Болдуин, Эмили. «Удары кометы объясняют дихотомию Ганимеда-Каллисто». Астрономия сейчас. Получено 23 декабря 2016.
  13. ^ Nimmo, F .; Коричанский, Д. Г. (2012). "Потеря льда в результате удара на спутниках за пределами Солнечной системы: последствия поздней тяжелой бомбардировки". Икар. 219 (1): 508–510. Bibcode:2012Icar..219..508N. Дои:10.1016 / j.icarus.2012.01.016.
  14. ^ Левисон, Гарольд Ф .; Сапожник, Юджин М .; Сапожник, Кэролайн С. (1997). «Динамическая эволюция троянских астероидов Юпитера». Природа. 385 (6611): 42–44. Bibcode:1997 Натур.385 ... 42л. Дои:10.1038 / 385042a0. S2CID 4323757.
  15. ^ Левисон, Гарольд Ф .; Bottke, William F .; Гунель, Матье; Морбиделли, Алессандро; Несворный, Давид; Циганис, Клеомейс (2009). «Загрязнение пояса астероидов первобытными транснептуновыми объектами». Природа. 460 (7253): 364–366. Bibcode:2009Натура.460..364л. Дои:10.1038 / природа08094. PMID 19606143. S2CID 4405257.
  16. ^ а б c Bottke, W. F .; Levison, H.F .; Morbidelli, A .; Цыганис, К. (2008). «Эволюция столкновений объектов, захваченных во внешнем поясе астероидов во время поздней тяжелой бомбардировки». 39-я конференция по изучению луны и планет. 39 (Вклад LPI № 1391): 1447. Bibcode:2008ЛПИ .... 39.1447Б.
  17. ^ Уильям Б. Маккиннон (2008). «О возможности закачки крупных КБО во внешний пояс астероидов». Бюллетень Американского астрономического общества. 40: 464. Bibcode:2008ДПС .... 40.3803М.
  18. ^ DeMeo, Francesca E .; Бинзель, Ричард П .; Керри, Бенуа; Полишук, Дэвид; Московиц, Николай А (2014). «Неожиданные нарушители типа D во внутреннем главном поясе». Икар. 229: 392–399. arXiv:1312.2962. Bibcode:2014Icar..229..392D. CiteSeerX 10.1.1.747.9766. Дои:10.1016 / j.icarus.2013.11.026. S2CID 15514965.
  19. ^ Туррини и Марзари, 2008 г., Неправильные спутники Фиби и Сатурна: последствия для сценария столкновения В архиве 2016-03-03 в Wayback Machine
  20. ^ а б c Несворны, Д .; Vokrouhlický, D .; Морбиделли, А. (2007). «Захват нестандартных спутников во время столкновений с планетами». Астрономический журнал. 133 (5): 1962–1976. Bibcode:2007AJ .... 133.1962N. Дои:10.1086/512850.
  21. ^ Несворны, Давид; Бож, Кристиан; Готово, Люк (2004). «Коллизионное происхождение семейств нерегулярных спутников». Астрономический журнал. 127 (3): 1768–1783. Bibcode:2004AJ .... 127.1768N. Дои:10.1086/382099.
  22. ^ Bottke, William F .; Несворны, Давид; Вокроухлик, Дэвид; Морбиделли, Алессандро (2010). «Неправильные спутники: наиболее эволюционировавшие в результате столкновений популяции в Солнечной системе». Астрономический журнал. 139 (3): 994–1014. Bibcode:2010AJ .... 139..994B. CiteSeerX 10.1.1.693.4810. Дои:10.1088/0004-6256/139/3/994.
  23. ^ Агнор, Крейг Б.; Гамильтон, Дуглас Б. (2006). «Захват Нептуном его спутника Тритона в гравитационном столкновении с двойной планетой». Природа. 441 (7090): 192–194. Bibcode:2006Натура.441..192А. Дои:10.1038 / природа04792. PMID 16688170. S2CID 4420518.
  24. ^ а б Вокроухлицкий, Давид; Несворны, Давид; Левисон, Гарольд Ф. (2008). «Нерегулярный захват спутников по обменным реакциям». Астрономический журнал. 136 (4): 1463–1476. Bibcode:2008AJ .... 136.1463V. CiteSeerX 10.1.1.693.4097. Дои:10.1088/0004-6256/136/4/1463.
  25. ^ а б Левисон, Гарольд Ф.; Морбиделли, Алессандро; ВанЛаховен, Криста; Гомес, Родни С. (2008-04-03). «Происхождение структуры пояса Койпера при динамической нестабильности на орбитах Урана и Нептуна». Икар. 196 (1): 258–273. arXiv:0712.0553. Bibcode:2008Icar..196..258L. Дои:10.1016 / j.icarus.2007.11.035. S2CID 7035885.
  26. ^ Морбиделли, Алессандро (2006). «Происхождение и динамическая эволюция комет и их резервуаров». arXiv:astro-ph / 0512256.
  27. ^ Ловетт, Рик (2010). «Пояс Койпера может быть рожден столкновениями». Природа. Дои:10.1038 / новости.2010.522.
  28. ^ Вольф, Шайлер; Доусон, Ревекка I .; Мюррей-Клей, Рут А. (2012). «Нептун на цыпочках: динамические истории, сохраняющие холодный классический пояс Койпера». Астрофизический журнал. 746 (2): 171. arXiv:1112.1954. Bibcode:2012ApJ ... 746..171Вт. Дои:10.1088 / 0004-637X / 746/2/171. S2CID 119233820.
  29. ^ 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. Bibcode:2011ApJ ... 738 ... 13B. Дои:10.1088 / 0004-637X / 738/1/13. S2CID 1047871.
  30. ^ Dones, L .; Weissman, P.R .; Levison, H.F .; Дункан, М. Дж. (2004). «Образование и динамика облака Оорта». Кометы II. 323: 153–174. Bibcode:2004ASPC..323..371D.
  31. ^ Brasser, R .; 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. Bibcode:2013Icar..225 ... 40B. Дои:10.1016 / j.icarus.2013.03.012. S2CID 118654097.
  32. ^ а б Морбиделли, Алессандро; Циганис, Клеоменис; Крида, Орелиен; Левисон, Гарольд Ф .; Гомес, Родни (2007). «Динамика гигантских планет Солнечной системы в газообразном протопланетном диске и их связь с современной орбитальной архитектурой». Астрономический журнал. 134 (5): 1790–1798. arXiv:0706.1713. Bibcode:2007AJ .... 134.1790M. Дои:10.1086/521705. S2CID 2800476.
  33. ^ а б c Brasser, R .; Morbidelli, A .; Gomes, R .; Циганис, К .; Левисон, Х. Ф. (2009). «Построение светской архитектуры Солнечной системы II: планеты земной группы». Астрономия и астрофизика. 507 (2): 1053–1065. arXiv:0909.1891. Bibcode:2009A & A ... 507.1053B. Дои:10.1051/0004-6361/200912878. S2CID 2857006.
  34. ^ Левисон, Гарольд Ф .; Морбиделли, Алессандро; Циганис, Клеоменис; Несворны, Давид; Гомес, Родни (2011). «Поздняя орбитальная неустойчивость внешних планет, вызванная взаимодействием с самогравитирующим планетезимальным диском». Астрономический журнал. 142 (5): 152. Bibcode:2011AJ .... 142..152L. Дои:10.1088/0004-6256/142/5/152.
  35. ^ Несворны, Давид; Вокроухлицкий, Давид; Дейенно, Роджерио (2014). «Захват неправильных спутников на Юпитере». Астрофизический журнал. 784 (1): 22. arXiv:1401.0253. Bibcode:2014ApJ ... 784 ... 22N. Дои:10.1088 / 0004-637X / 784/1/22. S2CID 54187905.
  36. ^ Несворны, Давид; Вокроухлицкий, Давид; Морбиделли, Алессандро (2013). «Захват троянцев прыгающим Юпитером». Астрофизический журнал. 768 (1): 45. arXiv:1303.2900. Bibcode:2013ApJ ... 768 ... 45N. Дои:10.1088 / 0004-637X / 768/1/45. S2CID 54198242.
  37. ^ Bottke, William F .; Вокроухлицкий, Давид; Минтон, Дэвид; Несворны, Давид; Морбиделли, Алессандро; Брассер, Рамон; Симонсон, Брюс; Левисон, Гарольд Ф. (2012). "Сильная архейская бомбардировка из-за дестабилизированного расширения пояса астероидов". Природа. 485 (7396): 78–81. Bibcode:2012Натура 485 ... 78Б. Дои:10.1038 / природа10967. PMID 22535245. S2CID 4423331.
  38. ^ Вокроухлицкий, Давид; Bottke, William F .; Несворны, Давид (2016). «Захват транснептуновых планетезималей в главном поясе астероидов». Астрономический журнал. 152 (2): 39. Bibcode:2016AJ .... 152 ... 39В. Дои:10.3847/0004-6256/152/2/39.
  39. ^ Несворны, Давид (2011). "Пятая гигантская планета молодой Солнечной системы?". Письма в астрофизический журнал. 742 (2): L22. arXiv:1109.2949. Bibcode:2011ApJ ... 742L..22N. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 742/2 / L22. S2CID 118626056.
  40. ^ Батыгин, Константин; Браун, Майкл Э .; Беттс, Хайден (2012). «Модель динамической эволюции, основанная на нестабильности, изначально пятипланетной Внешней Солнечной системы». Письма в астрофизический журнал. 744 (1): L3. arXiv:1111.3682. Bibcode:2012ApJ ... 744L ... 3B. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 744/1 / L3. S2CID 9169162.
  41. ^ Несворны, Давид; Морбиделли, Алессандро (2012). «Статистическое исследование неустойчивости ранней Солнечной системы с четырьмя, пятью и шестью планетами-гигантами». Астрономический журнал. 144 (4): 17. arXiv:1208.2957. Bibcode:2012AJ .... 144..117N. Дои:10.1088/0004-6256/144/4/117. S2CID 117757768.
  42. ^ а б Несворны, Давид (2015). «Прыгающий Нептун может объяснить ядро ​​пояса Койпера». Астрономический журнал. 150 (3): 68. arXiv:1506.06019. Bibcode:2015AJ .... 150 ... 68N. Дои:10.1088/0004-6256/150/3/68. S2CID 117738539.
  43. ^ Несворны, Давид; Морбиделли, Алессандро (2012). «Статистическое исследование ранней нестабильности Солнечной системы с четырьмя, пятью и шестью планетами-гигантами». Астрономический журнал. 144 (4): 117. arXiv:1208.2957. Bibcode:2012AJ .... 144..117N. Дои:10.1088/0004-6256/144/4/117. S2CID 117757768.
  44. ^ Несворны, Давид (2015). "Свидетельства медленной миграции Нептуна из распределения наклонений объектов пояса Койпера". Астрономический журнал. 150 (3): 73. arXiv:1504.06021. Bibcode:2015AJ .... 150 ... 73N. Дои:10.1088/0004-6256/150/3/73. S2CID 119185190.
  45. ^ Dones, L .; Левисон, Х. Л. «Скорость удара по спутникам гигантских планет во время поздней тяжелой бомбардировки» (PDF). 44-я Конференция по изучению Луны и планет (2013 г.).
  46. ^ Дейенно, Роджерио; Морбиделли, Алессандро; Gomes, Rodney S .; Несворный, Давид (2017). «Ограничение начальной конфигурации планет-гигантов от их эволюции: последствия для определения времени планетарной нестабильности». Астрономический журнал. 153 (4): 153. arXiv:1702.02094. Bibcode:2017AJ .... 153..153D. Дои:10.3847 / 1538-3881 / aa5eaa. S2CID 119246345.
  47. ^ Kaib, Nathan A .; 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. Bibcode:2016МНРАС.455.3561К. Дои:10.1093 / мнрас / stv2554. S2CID 119245889.
  48. ^ Сигел, Итан. "Юпитер, возможно, выбросил планету из нашей Солнечной системы". Начинается с взрыва. forbes.com. Получено 20 декабря 2015.
  49. ^ Уолш, К. Дж .; Морбиделли, А. (2011). «Влияние ранней управляемой планетезималью миграции планет-гигантов на формирование планет земной группы». Астрономия и астрофизика. 526: A126. arXiv:1101.3776. Bibcode:2011A и A ... 526A.126W. Дои:10.1051/0004-6361/201015277. S2CID 59497167.
  50. ^ Toliou, A .; Morbidelli, A .; Цыганис, К. (2016). «Масштабы и время нестабильности гигантской планеты: переоценка с точки зрения пояса астероидов». Астрономия и астрофизика. 592: A72. arXiv:1606.04330. Bibcode:2016A&A ... 592A..72T. Дои:10.1051/0004-6361/201628658. S2CID 59933531.

внешняя ссылка