Сценарий Прыжок-Юпитер

Сценарий «прыгающего Юпитера» описывает эволюцию миграции планет -гигантов, описываемую моделью Ниццы , в которой ледяной гигант (Уран, Нептун или дополнительная планета с массой Нептуна ) рассеивается внутрь Сатурна и наружу Юпитером, вызывая их полураспада. -большие оси перепрыгивают и тем самым быстро отделяют свои 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 расходящаяся миграция Юпитера и Сатурна привела к образованию внутренней Солнечной системы, значительно отличающейся от нынешней Солнечной системы. ^{[ 1 ]} Во время этой миграции вековые резонансы пронеслись по внутренней части Солнечной системы, возбуждая орбиты планет земной группы и астероидов, оставляя орбиты планет слишком эксцентричными . ^{[ 1 ]} и пояс астероидов со слишком большим количеством объектов с большим наклоном . ^{[ 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 «прыгающий Юпитер» также приводит к ряду других отличий от исходной модели Ниццы. Доля лунных ударников из ядра пояса астероидов во время Поздней тяжелой бомбардировки значительно уменьшилась. ^{[ 5 ]} большая часть троянов Юпитера захвачена во время встреч Юпитера с ледяным гигантом, ^{[ 6 ]} Юпитера как и неправильные спутники . ^{[ 7 ]} В сценарии «прыгающий Юпитер» вероятность сохранения четырех планет-гигантов на орбитах, напоминающих их нынешние, по-видимому, возрастает, если ранняя Солнечная система изначально содержала дополнительный ледяной гигант , который позже был выброшен Юпитером в межзвездное пространство . ^{[ 8 ]} Однако это остается нетипичным результатом, ^{[ 9 ]} как и сохранение нынешних орбит планет земной группы. ^{[ 4 ]}

Фон

Оригинальная модель Ниццы

В исходной модели Ниццы резонансное пересечение приводит к динамической нестабильности, которая быстро меняет орбиты планет-гигантов. Оригинальная модель Ниццы начинается с планет-гигантов в компактной конфигурации с почти круглыми орбитами. Первоначально взаимодействие с планетезималями, возникающими на внешнем диске, приводит к медленной расходящейся миграции планет-гигантов. Эта миграция, вызванная планетезималями, продолжается до тех пор, пока Юпитер и Сатурн не пересекают взаимный резонанс 2:1 . Резонансное пересечение возбуждает эксцентриситеты Юпитера и Сатурна. Увеличение эксцентриситета создает возмущения на Уране и Нептуне , увеличивая их эксцентриситет до тех пор, пока система не станет хаотичной и орбиты не начнут пересекаться. Гравитационные столкновения между планетами затем разбрасывают Уран и Нептун наружу, в планетезимальный диск. Диск разрушен, в результате чего многие планетезимали разбросаны по орбитам, пересекающим планеты. Начинается быстрая фаза дивергентной миграции планет-гигантов, которая продолжается до тех пор, пока диск не истощится. Динамическое трение на этом этапе гасит эксцентриситеты Урана и Нептуна, стабилизируя систему. В численном моделировании исходной модели Ниццы окончательные орбиты планет-гигантов аналогичны орбитам нынешней Солнечной системы . ^{[ 10 ]}

Резонансные орбиты планет

Более поздние версии модели Ниццы начинаются с планет-гигантов в серии резонансов. Это изменение отражает некоторые гидродинамические модели ранней Солнечной системы . В этих моделях взаимодействия между планетами-гигантами и газовым диском приводят к тому, что планеты-гиганты мигрируют к центральной звезде, в некоторых случаях становясь горячими Юпитерами . ^{[ 11 ]} Однако в системе с несколькими планетами эта внутренняя миграция может быть остановлена или обращена вспять, если более быстро мигрирующая меньшая планета будет захвачена внешним орбитальным резонансом . ^{[ 12 ]} Гипотеза Гранд Тэка , которая утверждает, что миграция Юпитера меняется на обратную на расстоянии 1,5 а.е. после захвата Сатурна в резонанс, является примером такого типа орбитальной эволюции. ^{[ 13 ]} Резонанс, в котором захвачен Сатурн, резонанс 3:2 или 2:1, ^{[ 14 ]}^{[ 15 ]} а степень внешней миграции (если таковая имеется) зависит от физических свойств газового диска и количества газа, аккрецированного планетами. ^{[ 15 ]}^{[ 16 ]}^{[ 17 ]} Захват Урана и Нептуна в дальнейшие резонансы во время или после этой внешней миграции приводит к образованию четверной резонансной системы. ^{[ 18 ]} было идентифицировано несколько стабильных комбинаций. ^{[ 19 ]} После диссипации газового диска четверной резонанс в конечном итоге нарушается из-за взаимодействия с планетезималями внешнего диска. ^{[ 20 ]} Эволюция с этой точки напоминает исходную модель Ниццы с нестабильностью, начинающейся вскоре после нарушения квадрупольного резонанса. ^{[ 20 ]} или после задержки, во время которой миграция, вызванная планетезималями, приводит планеты в другой резонанс. ^{[ 19 ]} Однако медленного приближения к резонансу 2:1 не существует, поскольку Юпитер и Сатурн начинаются в этом резонансе. ^{[ 15 ]}^{[ 17 ]} или быстро пересечь его во время нестабильности. ^{[ 18 ]}

Позднее бегство от резонанса

Перемешивание внешнего диска массивными планетезималями может вызвать позднюю нестабильность в мультирезонансной планетной системе. Поскольку эксцентриситет планетезималей возбуждается гравитационными столкновениями с объектами массы Плутона , происходит внутренняя миграция планет-гигантов. Миграция, которая происходит, даже если нет встреч между планетезималями и планетами, обусловлена связью между средним эксцентриситетом диска планетезималей и большими полуосями внешних планет. Поскольку планеты находятся в резонансе , миграция также приводит к увеличению эксцентриситета внутреннего ледяного гиганта . Увеличение эксцентриситета меняет частоту прецессии внутреннего ледяного гиганта, что приводит к пересечению вековых резонансов . Четверной резонанс внешних планет может быть нарушен во время одного из таких 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 получил название Хорошая 2 модель . ^{[ 20 ]}

Планетарные встречи с Юпитером

Встречи Юпитера и ледяного гиганта во время миграции планеты-гиганта необходимы для воспроизведения нынешней Солнечной системы. В серии из трех статей Рамон Брассер, Алессандро Морбиделли , Родни Гомес, Клеоменис Циганис и Гарольд Левисон проанализировали эволюцию орбиты Солнечной системы во время миграции гигантских планет. В первой статье было показано, что для воспроизведения колебаний эксцентриситетов газовых гигантов необходимы встречи ледяного гиганта и хотя бы одного газового гиганта. ^{[ 21 ]} Два других продемонстрировали, что, если бы Юпитер и Сатурн претерпели плавное разделение своих орбит под действием планетезималей, орбиты планет земной группы были бы слишком эксцентричными, а слишком многие астероиды имели бы орбиты с большим наклоном. Они предположили, что ледяной гигант столкнулся и с Юпитером, и с Сатурном, что вызвало быстрое разделение их орбит и тем самым позволило избежать векового резонанса, ответственного за возбуждение орбит во внутренней части Солнечной системы. ^{[ 1 ]}^{[ 2 ]}

Для возбуждения колебаний эксцентриситетов планет-гигантов необходимы встречи планет. Юпитер и Сатурн имеют умеренные эксцентриситеты , которые колеблются не по фазе: Юпитер достигает максимального эксцентриситета, когда Сатурн достигает минимума, и наоборот. Плавная миграция планет-гигантов без резонансных пересечений приводит к очень малым эксцентриситетам. Резонансные пересечения возбуждают их средние эксцентриситеты , при этом резонансное пересечение 2:1 воспроизводит текущий эксцентриситет Юпитера, но они не вызывают колебаний их эксцентриситетов. Для воссоздания того и другого требуется либо комбинация резонансных пересечений и встречи Сатурна с ледяным гигантом, либо несколько встреч ледяного гиганта с одним или обоими газовыми гигантами . ^{[ 21 ]}

Во время плавной миграции планет-гигантов вековой резонанс ν5 проносится по внутренней части Солнечной системы , возбуждая эксцентриситет планет земной группы. Когда планеты находятся в вековом резонансе, прецессия их орбит синхронизируется, сохраняя неизменными их относительную ориентацию и средние крутящие моменты , действующие между ними. Крутящие моменты передают угловой момент между планетами, вызывая изменения их эксцентриситета и, если орбиты наклонены друг относительно друга, их наклонений. Если планеты остаются в вековых резонансах или вблизи них, эти изменения могут накапливаться, что приводит к значительным изменениям эксцентриситета и наклонения. ^{[ 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 исходной модели Ниццы приближение к резонансу Юпитера и Сатурна 2:1 медленное 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 Марсом. выброс Марса. ^{[ 1 ]}^{[ 23 ]} В более поздних версиях модели Ниццы расходящаяся миграция Юпитера и Сатурна через резонанс 2:1 (или от него) происходит более быстро, а близлежащие резонансные пересечения ν5 Земли и Марса являются краткими, что позволяет избежать чрезмерного возбуждения их эксцентриситетов в некоторых случаях. Однако Венера и Меркурий достигают значительно более высоких эксцентриситетов, чем наблюдаются, когда резонанс ν5 позже пересекает их орбиты. ^{[ 1 ]}

Плавная миграция планет-гигантов, вызванная планетезималями, также приводит к орбитальному распределению пояса астероидов, в отличие от нынешнего пояса астероидов. Проходя через пояс астероидов, вековой резонанс ν16 возбуждает наклон астероидов. За ним следует вековой резонанс ν6, возбуждающий эксцентриситеты астероидов с малым наклонением . ^{[ 2 ]} Если смещение векового резонанса происходит во время миграции, вызванной планетезималями, которая имеет временной масштаб 5 миллионов лет или дольше, в оставшемся поясе астероидов останется значительная часть астероидов с наклоном более 20 °, что относительно редко встречается в нынешних астероидах. пояс. ^{[ 22 ]} Взаимодействие векового резонанса ν6 с резонансом среднего движения 3:1 также оставляет заметный сгусток в распределении по большой полуоси, который не наблюдается. ^{[ 2 ]} В результате векового резонанса также останется слишком много астероидов с высоким наклонением, если миграция планет-гигантов произойдет раньше, когда все астероиды первоначально будут находиться на орбитах с низким эксцентриситетом и наклонением. ^{[ 24 ]} а также, если орбиты астероидов были возбуждены прохождением Юпитера во время Большого Галса. ^{[ 25 ]}

Встречи ледяного гиганта с 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 распространиться по внутренней части Солнечной системы. Небольшой эксцентриситет Венеры указывает на то, что это произошло в масштабе менее 150 000 лет, что намного короче, чем при миграции, вызванной планетезималями. ^{[ 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 привести к увеличению отношения периодов Юпитера и Сатурна от значения ниже 2,1 до значения выше 2,3, диапазона, в котором происходят пересечения векового резонанса. Эта эволюция орбит планет-гигантов была названа сценарием прыгающего Юпитера в честь аналогичного процесса, предложенного для объяснения эксцентрических орбит некоторых экзопланет. ^{[ 1 ]}^{[ 2 ]}

Описание

Сценарий «Прыжок-Юпитер» заменяет плавное разделение Юпитера и Сатурна серией скачков, тем самым избегая распространения вековых резонансов по внутренней части Солнечной системы, когда их соотношение периодов пересекается с 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 ]} Сатурна Большая полуось увеличивается при первом гравитационном столкновении, а Юпитера уменьшается при втором, конечным результатом является увеличение их отношения периодов. ^{[ 2 ]} При численном моделировании процесс может быть гораздо более сложным: хотя существует тенденция разделения орбит Юпитера и Сатурна, в зависимости от геометрии встреч отдельные скачки 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 другими ледяными гигантами и в некоторых случаях пересечь значительные части пояса астероидов. ^{[ 26 ]} Гравитационные столкновения происходят в течение 10 000–100 000 лет. ^{[ 2 ]} и закончится, когда динамическое трение с планетезимальным диском ослабит эксцентриситет ледяного гиганта, подняв его перигелий за пределы орбиты Сатурна; или когда ледяной гигант будет выброшен из Солнечной системы. ^{[ 9 ]} Сценарий «прыгающего Юпитера» встречается в ряде численных симуляций модели Ниццы, в том числе в некоторых, выполненных для исходной модели Ниццы . ^{[ 1 ]} Шансы на то, что Сатурн рассеет ледяного гиганта на орбиту, пересекающую Юпитер, увеличиваются, когда начальное расстояние между Сатурном и ледяным гигантом составляет менее 3 а.е. , а с планетезимальным поясом массой 35 масс Земли , используемым в исходной модели Ниццы, обычно это приводит к выброс ледяного гиганта. ^{[ 27 ]}

Пятая планета-гигант

Частая потеря планеты-гиганта, сталкивающейся с Юпитером в симуляциях, заставила некоторых предположить, что ранняя Солнечная система начиналась с пяти планет-гигантов. В численном моделировании сценария «прыгающего Юпитера» ледяной гигант часто выбрасывается после гравитационного столкновения с Юпитером и Сатурном, в результате чего в планетных системах , которые начинаются с четырех планет-гигантов, остается только три. ^{[ 8 ]}^{[ 28 ]} Хотя было обнаружено, что, начиная с планетезимального диска с большей массой, стабилизируются системы из четырех планет, массивный диск либо приводил к избыточной миграции Юпитера и Сатурна после столкновений ледяного гиганта и Юпитера, либо предотвращал эти столкновения путем гашения эксцентриситета. ^{[ 8 ]} Эта проблема побудила Давида Несворни исследовать планетные системы, начиная с пяти планет-гигантов. Проведя тысячи симуляций, он сообщил, что симуляции, начинающиеся с пяти планет-гигантов, в 10 раз чаще воспроизводят текущие орбиты внешних планет. ^{[ 29 ]} В последующем исследовании Несворни и Алессандро Морбиделли были найдены начальные резонансные конфигурации, которые воспроизводили бы большую полуось четырех внешних планет, эксцентриситет Юпитера и скачок отношения периодов Юпитера и Сатурна с <2,1 до >2,3. Хотя менее 1% лучших моделей с четырьмя планетами соответствовали этим критериям, примерно 5% лучших моделей с пятью планетами были признаны успешными, при этом эксцентриситет Юпитера было труднее всего воспроизвести. ^{[ 9 ]} Отдельное исследование Константина Батыгина и Майкла Э. Брауна обнаружило аналогичные вероятности (4% против 3%) воспроизведения нынешней внешней Солнечной системы, начиная с четырех или пяти планет-гигантов с лучшими начальными условиями. ^{[ 30 ]}^{[ 28 ]} Их модели отличались тем, что планетезимальный диск был расположен близко к внешней планете, что привело к периоду миграции перед началом планетарных столкновений. Критерии включали воспроизведение колебаний эксцентриситетов Юпитера и Сатурна, период, когда эксцентриситет Нептуна превышал 0,2, в течение которого были захвачены горячие объекты классического пояса Койпера, а также сохранение изначального холодного классического пояса Койпера . ^{[ 30 ]} но не скачок соотношения периодов Юпитера и Сатурна. ^{[ 9 ]} Их результаты также показывают, что, если эксцентриситет Нептуна превышает 0,2, сохранение холодного классического пояса может потребовать изгнания ледяного гиганта всего за 10 000 лет. ^{[ 28 ]}

Миграция Нептуна до нестабильности

Миграция Нептуна в планетезимальный диск до начала встреч с планетами позволяет Юпитеру сохранять значительный эксцентриситет и ограничивает его миграцию после выброса пятого ледяного гиганта. Эксцентриситет Юпитера возбуждается резонансными пересечениями и гравитационными столкновениями с ледяным гигантом и гасится из-за векового трения с планетезимальным диском. Вековое трение возникает, когда орбита планеты внезапно изменяется и приводит к возбуждению орбит планетезималей и уменьшению эксцентриситета и наклона планеты по мере релаксации системы. Если гравитационные столкновения начнутся вскоре после того, как планеты покинут свою мультирезонансную конфигурацию, это оставит Юпитер с небольшим эксцентриситетом. Однако, если Нептун сначала мигрирует наружу, разрушая диск планетезималей, его масса уменьшается, а эксцентриситет и наклон планетезималей возбуждаются. Когда столкновения планет позже инициируются резонансным пересечением, это уменьшает воздействие векового трения, позволяя сохранить эксцентриситет Юпитера. Меньшая масса диска также уменьшает расходящиеся миграции Юпитера и Сатурна после выброса пятой планеты. Это может позволить соотношению периодов Юпитера и Сатурна превысить 2,3 во время встреч планет, не превышая текущего значения после удаления планетезимального диска. Хотя эта эволюция орбит внешней планеты может воспроизвести нынешнюю Солнечную систему, это не типичный результат 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 начала встреч планет может произойти, если внутренний край диска находился 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 подвергся медленной миграции из-за пыли к более отдаленному планетезимальному диску. Чтобы система из пяти планет оставалась стабильной в течение 400 миллионов лет, внутренний край планетезимального диска должен находиться на несколько астрономических единиц дальше начальной орбиты Нептуна. Столкновения планетезималей в этом диске создают обломки, которые измельчаются в пыль каскадом столкновений. Пыль дрейфует внутрь из-за сопротивления Пойнтинга-Робертсона и в конечном итоге достигает орбит планет-гигантов. Гравитационное взаимодействие с пылью заставляет планеты-гиганты выходить из своей резонансной цепочки примерно через 10 миллионов лет после распада газового диска. Гравитационные взаимодействия затем приводят к медленной миграции планет, вызванной пылью, пока Нептун не приблизится к внутреннему краю диска. Затем следует более быстрая миграция Нептуна в диск, вызванная планетезималями, до тех пор, 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 пылевой миграции 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 размеров и сила планетезималей. ^{[ 31 ]}

Последствия для ранней Солнечной системы

Сценарий «прыгающий Юпитер» приводит к ряду отличий от исходной модели Ниццы.

Быстрое разделение орбит Юпитера и Сатурна приводит к тому, что вековые резонансы быстро пересекают внутреннюю часть Солнечной системы. Количество астероидов, удаленных из ядра пояса астероидов, сокращается, в результате чего внутреннее продолжение пояса астероидов остается доминирующим источником каменистых ударников. Вероятность сохранения низких эксцентриситетов планет земной группы возрастает до более чем 20% в выбранной модели прыгающего Юпитера. Поскольку изменение орбит в поясе астероидов ограничено, его истощение и возбуждение орбит должно было произойти раньше. Однако орбиты астероидов достаточно модифицированы, чтобы сместить орбитальное распределение, возникшее в результате большого поворота, в сторону нынешнего пояса астероидов, рассеять столкновительные семейства и устранить ископаемые пробелы Кирквуда. Ледяной гигант, пересекающий пояс астероидов, позволяет имплантировать ледяные планетезимали во внутренний пояс астероидов.

Во внешней части Солнечной системы ледяные планетезимали воспринимаются как трояны Юпитера, когда большая полуось Юпитера подскакивает во время встречи с ледяным гигантом. Во время этих встреч Юпитер также захватывает спутники неправильной формы посредством трех тел. Орбиты обычных спутников Юпитера возмущены, но примерно в половине симуляций остаются на орбитах, подобных наблюдаемым. Встречи ледяного гиганта с Сатурном нарушают орбиту Япета и могут быть причиной ее наклона. Динамическое возбуждение внешнего диска объектами массы Плутона и его нижняя масса уменьшают бомбардировку спутников Сатурна. Наклон Сатурна достигается, когда он попадает в резонанс спин-орбиты с Нептуном. Медленная и продолжительная миграция Нептуна в планетезимальный диск до начала встреч планет оставляет пояс Койпера с широким распределением наклонов. Когда большая полуось Нептуна выпрыгивает наружу после того, как он сталкивается с ледяными гигантскими объектами, захваченными в его резонансе 2:1 во время его предыдущего побега, оставляя группу объектов с низким наклоном и похожими большими полуосями. Прыжок наружу также освобождает объекты от резонанса 3:2, уменьшая количество плутино с низким наклоном, оставшихся в конце миграции Нептуна.

Поздняя тяжелая бомбардировка

Большинство каменных ударов поздней тяжелой бомбардировки возникли на внутреннем продолжении пояса астероидов, что привело к меньшей, но более продолжительной бомбардировке. Самая внутренняя область пояса астероидов в настоящее время малонаселена из-за наличия векового резонанса ν6 . Однако в ранней Солнечной системе этот резонанс находился в другом месте, и пояс астероидов простирался дальше внутрь, заканчиваясь на орбитах, пересекающих Марс. ^{[ 5 ]} Во время миграции планеты-гиганта 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 нынешнего 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 расширенный шлейф столкновений, а небольшой остаток выжил как Венгрия . ^{[ 5 ]} Увеличение эксцентриситета и наклонения орбит 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 ]} По оценкам, самые внутренние астероиды (или Е-пояса ) произвели на Луну девять ударов, образующих бассейны , между 4,1 и 3,7 миллиардами лет назад, причем еще три произошли из ядра пояса астероидов. ^{[ 5 ]} Пренектарийские бассейны, часть LHB в оригинальной модели Ниццы . ^{[ 34 ]} Считается, что это результат воздействия остатков планетезималей из внутренней части Солнечной системы. ^{[ 5 ]}

Масштабы кометной бомбардировки также уменьшаются. Миграция планет-гигантов наружу разрушает внешний диск планетезималей, в результате чего ледяные планетезимали выходят на орбиты, пересекающие планеты. Некоторые из них затем выводятся Юпитером на орбиты, аналогичные орбитам комет семейства Юпитера. Они проводят значительную часть своих орбит, пересекая внутреннюю часть Солнечной системы, что повышает вероятность столкновения с планетами земной группы и Луной. ^{[ 35 ]} В исходной модели Ниццы это приводит к кометной бомбардировке по величине, аналогичной бомбардировке астероидов. ^{[ 34 ]} Однако, хотя низкие уровни иридия, обнаруженные в породах этой эпохи, были названы свидетельством кометной бомбардировки, ^{[ 36 ]} другие доказательства, такие как смесь высокосидерофильных элементов в лунных породах, ^{[ 37 ]} а соотношение изотопов кислорода в фрагментах ударников не соответствует кометной бомбардировке. ^{[ 38 ]} Распределение лунных кратеров по размерам также во многом соответствует распределению астероидов, что позволяет сделать вывод, что в бомбардировке преобладали астероиды. ^{[ 39 ]} Бомбардировку кометами можно было уменьшить благодаря ряду факторов. Перемешивание орбит объектами массой Плутона возбуждает наклоны орбит ледяных планетамалов, уменьшая долю объектов, выходящих на орбиты семейства Юпитера, с 1/3 до 1/10. Масса внешнего диска в модели с пятью планетами примерно вдвое меньше, чем в исходной модели Ниццы. Масштаб бомбардировки мог еще больше уменьшиться из-за того, что ледяные планетезимали претерпели значительную потерю массы или распались при входе во внутреннюю часть Солнечной системы. Комбинация этих факторов уменьшает предполагаемый крупнейший ударный бассейн до размеров Моря Кризиса, что примерно вдвое меньше размера бассейна Имбриум. ^{[ 35 ]} Доказательства этой бомбардировки могли быть уничтожены последующими ударами астероидов. ^{[ 40 ]}

Был поднят ряд вопросов относительно связи между моделью Ниццы и поздней тяжелой бомбардировкой. Подсчет кратеров с использованием топографических данных с Лунного разведывательного орбитального аппарата обнаруживает избыток мелких кратеров по сравнению с крупными ударными бассейнами по сравнению с распределением размеров пояса астероидов. ^{[ 41 ]} Однако если бы Е-пояс был продуктом столкновений небольшого числа крупных астероидов, его распределение по размерам могло отличаться от распределения по размерам пояса астероидов с большей долей мелких тел. ^{[ 42 ]} Недавняя работа показала, что бомбардировка, происходящая из внутреннего пояса астероидов, приведет только к двум лунным бассейнам и будет недостаточной для объяснения образования древних слоев ударных сфер. Вместо этого он предполагает, что источником были обломки массивного удара, отмечая, что это лучше соответствует распределению размеров ударных кратеров. ^{[ 43 ]} Вторая работа соглашается с этим, обнаруживая, что пояс астероидов, вероятно, не был источником поздней тяжелой бомбардировки. Отмечая отсутствие прямых доказательств существования кометных ударников, автор предполагает, что источником большинства столкновений были оставшиеся планетезимали и что нестабильность модели Ниццы могла возникнуть раньше. ^{[ 44 ]} Однако если используется другой закон масштабирования кратеров, модель Ниццы с большей вероятностью приведет к ударам, приписываемым поздней тяжелой бомбардировке и более поздним ударным кратерам. ^{[ 45 ]}^{[ 46 ]}

Планеты земной группы

Миграция планет-гигантов, при которой соотношение периодов Юпитера и Сатурна быстро переходит от значения ниже 2,1 к значению выше 2,3, может оставить планеты земной группы с орбитами, аналогичными их нынешним орбитам. Эксцентриситеты и наклоны группы планет могут быть представлены дефицитом углового момента (AMD), мерой отличий их орбит от круговых компланарных орбит. Исследование Брассера, Уолша и Несворни показало, что при использовании выбранной модели прыгающего Юпитера текущий дефицит углового момента имеет разумную вероятность (~ 20%) быть воспроизведенным в численном моделировании, если AMD изначально была между 10% и 70% от текущей стоимости. Орбита Марса в этих симуляциях практически не изменилась, что указывает на то, что ее первоначальная 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 всего лишь из 5%, при этом соотношение периодов Юпитера и Сатурна подскочило до уровня более 2,3, воспроизводя при этом другие аспекты внешней Солнечной системы. ^{[ 9 ]}

Общий уровень успеха моделей прыгающего Юпитера с поздней нестабильностью, воспроизводящих как внутреннюю, так и внешнюю Солнечную систему, невелик. Когда Каиб и Чемберс провели большое количество симуляций, начиная с пяти планет-гигантов в резонансной цепочке и Юпитера и Сатурна в резонансе 3:2, 85% привели к потере планеты земной группы, менее 5% воспроизвели нынешнюю AMD. и только 1% воспроизводят как орбиту AMD, так и орбиту планет-гигантов. ^{[ 4 ]} Помимо пересечений векового резонанса, скачки эксцентриситета Юпитера при встрече с ледяным гигантом могут также возбуждать орбиты планет земной группы. ^{[ 23 ]} Это привело их к предположению, что миграция 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 соотношение периодов Юпитера и Сатурна превысило 2,3, чтобы воспроизвести нынешний пояс астероидов. ^{[ 24 ]}^{[ 25 ]}

Ранняя нестабильность могла быть причиной низкой массы Марса. Если нестабильность возникает рано, эксцентриситеты эмбрионов и планетезималей в районе Марса возбуждаются, что приводит к выбрасыванию многих из них. Это лишает Марс материала, преждевременно заканчивая его рост, в результате чего Марс становится меньше по сравнению с Землей и Венерой. ^{[ 47 ]}

Модель прыгающего Юпитера может воспроизвести эксцентриситет и наклонение орбиты Меркурия. Эксцентриситет Меркурия усиливается, когда он пересекает вековой резонанс с Юпитером. Когда учитываются релятивистские эффекты, скорость прецессии Меркурия увеличивается, что уменьшает влияние этого резонансного пересечения и приводит к меньшему эксцентриситету, аналогичному его текущему значению. Наклон Меркурия может быть результатом того, что он или Венера пересекли вековой резонанс с Ураном. ^{[ 48 ]}

Пояс астероидов

Быстрое прохождение резонансов через пояс астероидов может привести к тому, что его население и общее распределение его орбитальных элементов в значительной степени сохранятся. ^{[ 2 ]} В этом случае истощение пояса астероидов, смешение его таксономических классов и возбуждение его орбит, приводящее к распределению наклонений с максимумом около 10 ° и эксцентриситетом с максимумом около 0,1, должно было произойти раньше. ^{[ 26 ]} Они могут быть продуктом Великого курса Юпитера при условии, что избыток астероидов с более высоким эксцентриситетом будет удален из-за взаимодействия с планетами земной группы. ^{[ 49 ]}^{[ 26 ]} Гравитационное перемешивание планетарных зародышей , внедренных в пояс астероидов, также могло вызвать его истощение, перемешивание и возбуждение. ^{[ 50 ]} Однако большинство, если не все, эмбрионы должны были быть потеряны до возникновения нестабильности. ^{[ 2 ]} Смешение типов астероидов могло быть результатом рассеяния астероидов в поясе во время формирования планет. ^{[ 51 ]}^{[ 52 ]} Наклоны и эксцентриситет изначально небольшого пояса астероидов могут возбуждаться вековыми резонансами, которые перескакивают через пояс астероидов, если орбиты Юпитера и Сатурна станут хаотичными во время резонанса. ^{[ 53 ]}

Орбиты астероидов могли бы возбудиться 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 могли вызвать частые изменения большой полуоси Юпитера, эксцентриситета и наклона. Воздействие, оказываемое Юпитером на орбиты астероидов и большие полуоси, где оно было самым сильным, также будет меняться, вызывая хаотическое возбуждение орбит астероидов, которые могут достичь или превысить их нынешний уровень. Астероиды с самым высоким эксцентриситетом позже будут удалены в результате столкновений с планетами земной группы. Эксцентриситеты планет земной группы во время этого процесса возбуждаются сверх текущих значений, однако в этом случае требуется, чтобы нестабильность возникла до их формирования. ^{[ 54 ]} Гравитационное перемешивание зародышей во время нестабильности могло увеличить количество астероидов, вышедших на нестабильные орбиты, что привело бы к потере 99-99,9% их массы. ^{[ 47 ]}

Сметание резонансов и проникновение ледяного гиганта в пояс астероидов приводит к рассредоточению столкновительных семейств астероидов, образовавшихся во время или до Поздней тяжелой бомбардировки . Наклоны и эксцентриситеты столкновительного семейства рассеиваются из-за широких вековых резонансов, в том числе внутри резонансов среднего движения, причем больше всего страдают эксцентриситеты. Возмущения от близкого сближения с ледяным гигантом приводят к расползанию больших полуосей семейства. Таким образом, большинство коллизионных семейств станут неидентифицируемыми с помощью таких методов, как метод иерархической кластеризации . ^{[ 55 ]} а астероиды V-типа, возникшие в результате столкновений с Вестой, могут быть рассеяны по среднему и внешнему поясу астероидов. ^{[ 56 ]} Однако, если ледяной гигант провел короткое время, пересекая пояс астероидов, некоторые семейства столкновений могут остаться узнаваемыми, если определить V-образные узоры на графиках зависимости больших полуосей от абсолютной звездной величины, вызванной эффектом Ярковского. ^{[ 57 ]}^{[ 58 ]} Выживание коллизионного семейства Хильда, подмножества группы Хильда, которое , как полагают, сформировалось во время LHB из-за нынешней низкой частоты столкновений. ^{[ 59 ]} может быть связано с его созданием после прыжка Хильды в резонансе 3:2, когда ледяной гигант был изгнан. ^{[ 26 ]} Движение больших полуосей ледяного гиганта может также устранить ископаемые разрывы Кирквуда, образовавшиеся до нестабильности. ^{[ 53 ]}

Планетезимали внешнего диска внедрены во все части пояса астероидов, оставаясь астероидами P- и D-типа . В то время как резонансы Юпитера охватывают пояс астероидов, планетезимали внешнего диска захватываются его внутренними резонансами, развиваются в сторону более низких эксцентриситетов посредством вековых резонансов внутри этих резонансов и выходят на стабильные орбиты по мере продвижения резонансов Юпитера. ^{[ 60 ]} Другие планетезимали имплантируются в пояс астероидов во время встреч с ледяным гигантом, либо напрямую оставляя им афелию ледяного гиганта выше, чем у перигелия , либо выводя их из резонанса. Скачки на большой полуоси Юпитера во время его встреч с ледяным гигантом смещают места его резонансов, освобождая одни объекты и захватывая другие. Многие из тех, кто остался после его последнего прыжка, а также другие, захваченные стремительными резонансами, когда Юпитер мигрирует в свое нынешнее местоположение, выживают как части резонансных популяций, таких как Хильды, Туле и те, кто находится 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 ледяного гиганта в пояс астероидов позволяют ледяным планетезималям имплантироваться дальше в пояс астероидов, причем некоторые из них достигают внутреннего пояса астероидов с большой полуосью менее 2,5 а.е. Некоторые объекты позже впадают в нестабильные резонансы из-за диффузии или эффекта Ярковского и выходят на орбиты, пересекающие Землю , при этом метеорит озера Тагиш представляет собой возможный фрагмент объекта, возникшего во внешнем планетезимальном диске. Численное моделирование этого процесса может примерно воспроизвести распределение астероидов P- и D-типов и размеры крупнейших тел, при этом такие различия, как избыток объектов размером менее 10 км, объясняются потерями от столкновений или эффектом Ярковского, а конкретная эволюция планет в модели. ^{[ 61 ]}

Трояны

Большинство троянов Юпитера захватываются вскоре после гравитационного столкновения Юпитера с ледяным гигантом. Юпитера Во время этих столкновений большая полуось может подпрыгивать на целых 0,2 а.е. , смещая точки L4 и L5 в радиальном направлении и высвобождая многие существующие трояны Юпитера. Новые трояны Юпитера отловлены из популяции планетезималей с большой полуосью, аналогичной новой большой полуоси Юпитера. ^{[ 6 ]} Захваченные трояны имеют широкий диапазон наклонов и эксцентриситетов в результате их рассеяния планетами-гигантами при миграции от своего первоначального местоположения во внешнем диске. Некоторые дополнительные трояны захватываются, а другие теряются во время пересечений со слабым резонансом, поскольку коорбитальные области временно становятся хаотичными . ^{[ 6 ]}^{[ 63 ]} После последней встречи с Юпитером ледяной гигант может пройти через один из троянских роев Юпитера, рассеяв многих и уменьшив его популяцию. ^{[ 6 ]} В симуляциях орбитальное распределение захваченных троянов Юпитера и асимметрия между популяциями L4 и L5 аналогичны таковым в нынешней 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 ]}

Планетезимали также воспринимаются как трояны Нептуна во время нестабильности, когда большая полуось Нептуна прыгает. ^{[ 64 ]} Широкое распределение наклонений троянов Нептуна указывает на то, что наклоны их орбит должны были быть возбуждены до того, как они были захвачены. ^{[ 65 ]} Число 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 нерегулярных спутников, и относительная численность населения Сатурна увеличивается. Во время гравитационных столкновений между планетами гиперболические орбиты несвязанных планетезималей вокруг одной планеты-гиганта нарушаются присутствием другой. Если геометрия и скорости верны, эти трехчастичные взаимодействия оставляют планетезималь на связанной орбите, когда планеты разделяются. Хотя этот процесс обратим, слабосвязанные спутники, включая возможные первичные спутники, также могут ускользнуть во время этих столкновений, тесно связанные спутники остаются, а количество нерегулярных спутников увеличивается в течение серии встреч. После сближений спутники с наклонами от 60° до 130° теряются из-за резонанса Козаи, а более удаленные спутники, двигающиеся вперед, теряются из-за резонанса выталкивания. ^{[ 67 ]} Столкновения спутников приводят к образованию семейств, значительной потере массы и сдвигу их распределения по размерам. ^{[ 68 ]} Население и орбиты неправильных спутников Юпитера, зафиксированные в ходе моделирования, в значительной степени соответствуют наблюдениям. ^{[ 7 ]} Гималия , имеющая спектры, подобные астероидам в середине пояса астероидов, ^{[ 69 ]} несколько больше, чем самый большой, зафиксированный в моделировании. Если это был первичный объект, его шансы выжить в серии гравитационных столкновений варьируются от 0,01 до 0,3, причем шансы падают по мере увеличения числа. ^{[ 7 ]} Сатурн имеет более частые встречи с ледяным гигантом в сценарии прыгающего Юпитера, а Уран и Нептун имеют меньше встреч, если это была пятая планета-гигант. Это увеличивает размер населения Сатурна по сравнению с Ураном и Нептуном по сравнению с исходной моделью Ниццы, обеспечивая более близкое соответствие наблюдениям. ^{[ 7 ]}^{[ 70 ]}

Обычные спутники

Орбиты обычных спутников Юпитера могут оставаться динамически холодными, несмотря на столкновения планет-гигантов. Гравитационные столкновения между планетами возмущают орбиты их спутников, вызывая наклоны и эксцентриситеты, а также изменяя большие полуоси. Если эти встречи приведут к результатам, несовместимым с наблюдениями, например, к столкновениям или выбросам спутников или к нарушению резонанса Лапласа спутников Юпитера Ио , Европы и Ганимеда , это может стать доказательством против моделей прыгающего Юпитера. В ходе моделирования было обнаружено, что столкновение или выброс спутников маловероятно, поэтому ледяной гигант должен приблизиться к Юпитеру на расстояние не более 0,02 а.е. Более отдаленные встречи, нарушавшие резонанс Лапласа, были более распространены, хотя приливные взаимодействия часто приводят к их повторному захвату. ^{[ 71 ]} Чувствительным тестом моделей прыгающего Юпитера является наклон орбиты Каллисто , который не демпфируется приливными взаимодействиями. Наклонение Каллисто оставалось небольшим в шести из десяти моделей с пятью планетами, протестированных в одном исследовании (включая те, где у Юпитера появились спутники неправильной формы, что соответствует наблюдениям). ^{[ 72 ]} а другой обнаружил, что вероятность того, что Юпитер выбросит пятую планету-гигант, оставив при этом орбиту Каллисто динамически холодной, составляет 42%. ^{[ 73 ]} Каллисто также вряд ли была частью резонанса Лапласа, потому что столкновения, которые подняли ее на нынешнюю орбиту, оставили ее с чрезмерным наклоном. ^{[ 71 ]}

Столкновения планет также нарушают орбиты спутников других внешних планет. Спутник Сатурна Япет мог бы получить свое нынешнее наклонение, если бы самый близкий подход ледяного гиганта находился за пределами плоскости экватора Сатурна. Если бы Сатурн приобрел свой наклон до столкновений, наклон Япета также мог бы быть возбужден из-за многократных изменений его большой полуоси, поскольку наклон плоскости Лапласа Сатурна менялся бы с расстоянием от Сатурна. В ходе моделирования Япет был возбужден до своего текущего наклона в пяти из десяти протестированных моделей прыгающего Юпитера, хотя три покинули его с чрезмерным эксцентриситетом. Сохранение небольшого наклона Оберона благоприятствует моделям с 5 планетами, в которых Уран встречается лишь с несколькими встречами с ледяным гигантом, по сравнению с моделями с 4 планетами, в которых Уран встречается с Юпитером и Сатурном. Низкий наклон спутника Урана Оберона, 0,1°, сохранился в девяти из десяти из пяти моделей планет, тогда как его сохранение оказалось маловероятным в четырех моделях планет. ^{[ 72 ]}^{[ 74 ]} Столкновения планет, возможно, также являются причиной отсутствия постоянных спутников Урана за пределами орбиты Оберона. ^{[ 74 ]}

Уменьшены потери льдов с внутренних спутников из-за ударов. Многочисленные удары планетезималей о спутники внешних планет происходят во время Поздней тяжелой бомбардировки. При бомбардировке, предсказанной оригинальной моделью Ниццы, эти удары выделяют достаточно тепла, чтобы испарить льды Мимаса, Энцелада и Миранды. ^{[ 75 ]} Пояс планетезималей меньшей массы в пяти моделях планет уменьшает эту бомбардировку. Более того, гравитационное перемешивание объектов массой Плутона в модели Ниццы 2 вызывает наклоны и эксцентриситет планетезималей. Это увеличивает их скорости относительно планет-гигантов, снижая эффективность гравитационной фокусировки и тем самым уменьшая долю планетезималей, воздействующих на внутренние спутники. В совокупности это уменьшает бомбардировку на порядок. ^{[ 76 ]} По оценкам, воздействие на Япет также составляет менее 20% от первоначальной модели Ниццы. ^{[ 77 ]}

Некоторые из столкновений являются катастрофическими и приводят к разрушению внутренних спутников. При бомбардировке оригинальной модели Ниццы это может привести к разрушению нескольких спутников Сатурна и Урана. Уменьшение бомбардировки на порядок позволяет избежать уничтожения Дионы и Ариэль; но Миранда, Мимас, Энцелад и, возможно, Тефия все равно будут разрушены. Это могут быть спутники второго поколения, образовавшиеся в результате повторной аккреции разрушенных спутников. В этом случае не следует ожидать дифференциации Мимаса, а низкая плотность Тетиса может быть связана с тем, что он сформировался в основном из мантии разрушенного прародителя. ^{[ 78 ]} Альтернативно, они могли позже образоваться из массивного кольца Сатурна. ^{[ 79 ]} или даже совсем недавно, 100 млн лет назад, после того, как последнее поколение спутников было уничтожено в результате орбитальной нестабильности. ^{[ 80 ]}

Гигантская планета наклоняется

Наклоны Юпитера и Сатурна могут быть вызваны спин-орбитальными резонансами. Спин-орбитальный резонанс возникает, когда частота прецессии оси вращения планеты совпадает с частотой прецессии восходящего узла другой планеты. Эти частоты изменяются во время планетарной миграции в зависимости от больших полуосей планет и массы планетезимального диска. Небольшой наклон Юпитера может быть обусловлен быстрым пересечением резонанса спин-орбиты с Нептуном, в то время как наклон Нептуна был небольшим, например, во время первоначальной миграции Нептуна до начала встреч с планетами. Альтернативно, 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 можно получить, если он будет зафиксирован в резонансе спин-орбиты с Нептуном, когда Нептун медленно приближался к своей нынешней орбите в конце миграции. ^{[ 81 ]} Окончательные наклоны Юпитера и Сатурна очень чувствительны к конечному положению планет: наклон Юпитера был бы намного больше, если бы Уран мигрировал за пределы своей нынешней орбиты, наклон Сатурна был бы намного меньше, если бы миграция Нептуна закончилась раньше или если бы резонансное пересечение было более быстрым. . Даже в симуляциях, где окончательное положение планет-гигантов аналогично нынешней Солнечной системе, наклон Юпитера и Сатурна воспроизводится менее чем в 10% случаев. ^{[ 82 ]}

Койпер звонит

Медленная миграция Нептуна, охватывающая несколько астрономических единиц, приводит к образованию пояса Койпера с широким распределением наклонений. По мере того как Нептун мигрирует наружу, он рассеивает многие объекты с планетезимального диска на орбиты с большими полуосями. Некоторые из этих планетезималей затем попадают в резонансы среднего движения с Нептуном. Находясь в резонансе среднего движения, их орбиты могут развиваться посредством таких процессов, как механизм Козаи , уменьшая их эксцентриситет и увеличивая наклон; или через апсидальные и узловые резонансы, которые изменяют эксцентриситет и наклон соответственно. Объекты, которые достигают орбит с низким эксцентриситетом и высоким перигелием, могут выйти из резонанса среднего движения и остаться на стабильных орбитах, поскольку миграция Нептуна продолжается. ^{[ 83 ]}^{[ 84 ]} Распределение наклонов горячих классических объектов пояса Койпера воспроизведено в численном моделировании, где Нептун плавно мигрировал от 24 а.е. до 28 а.е. с экспоненциальным временным масштабом 10 миллионов лет, прежде чем выпрыгнуть наружу, когда он столкнулся с пятой планетой-гигантом и с 30-миллионной планетой-гигантом. экспоненциальный масштаб времени после этого. ^{[ 85 ]} Медленный темп и большое расстояние этой миграции дают достаточно времени для возбуждения наклонений, прежде чем резонансы достигнут области пояса Койпера, где горячие классические объекты захватываются и позже откладываются. ^{[ 86 ]} Если Нептун достигнет эксцентриситета более 0,12 после встречи с пятой планетой-гигантом, горячие классические объекты пояса Койпера также могут быть захвачены из-за векового воздействия. Вековое воздействие заставляет эксцентриситет объектов колебаться, позволяя некоторым достигать орбит с меньшим эксцентриситетом, которые становятся стабильными, когда Нептун достигает низкого эксцентриситета. ^{[ 87 ]} Наклоны объектов пояса Койпера также могут возбуждаться вековыми резонансами вне резонансов, однако это не позволяет использовать распределение наклонов для точного определения скорости миграции Нептуна. ^{[ 88 ]}

Объекты, которые остаются в резонансах среднего движения в конце миграции Нептуна, образуют резонансные популяции, такие как плутино . В конце миграции Нептуна среди плутино осталось немного объектов с низким наклонением, напоминающих холодные классические объекты. Прыжок наружу по большой полуоси Нептуна высвобождает объекты с низким наклоном и низким эксцентриситетом, которые были захвачены, когда резонанс Нептуна 3:2 первоначально был направлен наружу. Впоследствии захват плутино с малым наклонением в значительной степени предотвращался из-за возбуждения наклонений и эксцентриситетов, поскольку вековые резонансы медленно проносились впереди него. ^{[ 85 ]}^{[ 89 ]} Медленная миграция Нептуна также позволяет объектам достигать больших наклонений перед захватом в резонансы и развиваться до более низких эксцентриситетов, не выходя из резонанса. ^{[ 86 ]} Число планетезималей с исходными большими полуосями за пределами 30 а.е. должно было быть небольшим, чтобы избежать избытка объектов в резонансах Нептуна 5:4 и 4:3. ^{[ 90 ]}

Встречи объектов с массой Нептуна и Плутона уменьшают долю объектов пояса Койпера в резонансах. Изменения скорости во время гравитационных столкновений с планетезималями, которые управляют миграцией Нептуна, вызывают небольшие скачки на его большой полуоси, в результате чего миграция становится зернистой, а не плавной. Смещение местоположения резонансов, вызванное этой грубой миграцией, увеличивает амплитуды либраций резонансных объектов, в результате чего многие из них становятся нестабильными и выходят из-под резонансов. Наблюдаемое соотношение горячих классических объектов и плутино лучше всего воспроизводится в моделировании, включающем 1000–4000 объектов с массой Плутона (т.е. крупных карликовых планет ) или около 1000 тел в два раза массивнее Плутона, составляющих 10–40% от 20 земных. -массивный планетезимальный диск, причем примерно 0,1% этого первоначального диска осталось 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 образованию популяции плутино с более узким распределением амплитуд либраций. ^{[ 85 ]} Большое количество объектов массой Плутона потребует, чтобы распределение размеров пояса Койпера имело множественные отклонения от постоянного наклона. ^{[ 91 ]}

Ядро холодных классических объектов пояса Койпера остается после встречи Нептуна с пятой планетой-гигантом. Ядро представляет собой скопление объектов пояса Койпера с небольшими эксцентриситетами и наклонами, а также с большими полуосями 44–44,5 а.е., выявленными в ходе канадско-французского исследования плоскостей эклиптики. ^{[ 92 ]} Когда Нептун мигрирует наружу, объекты с малым наклоном и низким эксцентриситетом захватываются 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 выпрыгнуть наружу. Однако объекты, которые находились в резонансе 2:1, остаются на своих предыдущих орбитах и остаются позади по мере продолжения миграции Нептуна. Те объекты, которые были вытолкнуты на небольшое расстояние, имеют малые эксцентриситеты и добавляются к локальной популяции холодных классических ОПК. ^{[ 89 ]} У других, которых перенесли на большие расстояния, во время этого процесса возбуждаются эксцентриситеты. Хотя большинство из них высвобождаются на орбитах с более высоким эксцентриситетом, эксцентриситет некоторых из них уменьшается из-за векового резонанса в пределах резонанса 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, сформировавшимися in situ, например, между 38 и 40 а.е. Выталкивание в резонансе позволяет имплантировать эти слабосвязанные, нейтрально окрашенные или «синие» двойные системы без столкновения с Нептуном. ^{[ 94 ]} Ядро также было воспроизведено в моделировании, в котором произошла более сильная нестабильность без предшествующей миграции Нептуна, и диск был обрезан на расстоянии ~ 44,5 а.е. ^{[ 95 ]}

Низкие эксцентриситеты и наклоны объектов холодного классического пояса накладывают некоторые ограничения на эволюцию орбиты Нептуна. Они сохранились бы, если бы эксцентриситет и наклонение Нептуна после его встречи с другим ледяным гигантом оставались небольшими (e < 0,12 и i < 6°) или быстро затухали. ^{[ 96 ]}^{[ 97 ]} Это ограничение можно несколько ослабить, если прецессия Нептуна будет быстрой из-за сильного взаимодействия с Ураном или диском с высокой поверхностной плотностью. ^{[ 87 ]} Комбинация этих факторов может позволить воспроизвести холодный классический пояс даже в моделях с более сильными нестабильностями. ^{[ 97 ]} Если скорость быстрой прецессии Нептуна временно снизится, на расстоянии более 44 а.е. может образоваться «клин» из отсутствующих объектов с низким эксцентриситетом. ^{[ 98 ]} Появление этого клина также можно воспроизвести, если размер объектов, первоначально превышающих 45 а.е., уменьшался с расстоянием. ^{[ 89 ]} Более продолжительный период медленной прецессии Нептуна мог бы позволить объектам с низким эксцентриситетом оставаться в холодном классическом поясе, если бы его продолжительность совпадала с длительностью колебаний эксцентриситетов объектов. ^{[ 99 ]} Медленное сглаживание резонансов с экспоненциальным временным масштабом 100 миллионов лет, в то время как Нептун имеет умеренный эксцентриситет, может удалить объекты с низким наклоном с более высоким эксцентриситетом, усекая распределение эксцентриситета холодных объектов классического пояса и оставляя ступеньку вблизи текущего положения. резонанса Нептуна 7:4. ^{[ 100 ]}

Рассеянный диск

В рассеянном диске медленная и зернистая миграция Нептуна оставляет отдельные объекты с перигелиями более 40 а.е., сгруппированные вблизи его резонансов. Планетезимали, рассеянные Нептуном наружу, захватываются резонансами, развиваются на орбиты с более низким эксцентриситетом и большим наклонением и выходят на стабильные орбиты с более высоким перигелием. За пределами 50 а.е. этот процесс требует более медленной миграции Нептуна, чтобы перигелии поднялись выше 40 а.е. В результате в рассеянном диске окаменелые объекты с высоким перигелием остаются только во время последних этапов миграции Нептуна, оставляя короткие следы (или пальцы) на графике зависимости эксцентриситета от большой полуоси, вблизи, но сразу внутри текущего потока. места резонансов Нептуна. Протяженность этих следов зависит от временных рамок миграции Нептуна и простирается дальше внутрь, если временные рамки длиннее. Выходу этих объектов из резонанса способствует зернистая миграция Нептуна, которая может быть необходима для такого объекта, как 2004 XR. 190 избежали резонанса Нептуна 8:3. ^{[ 101 ]}^{[ 102 ]} Если столкновение с пятой планетой оставит Нептун с большим эксцентриситетом, то 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, меняется в зависимости 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 Нептуном и остаются в резонансе с ним, тогда как другие выходят из резонанса на стабильные орбиты после поднятия их перигелиев. Другие объекты с перигелиями вблизи Нептуна также остаются в конце миграции Нептуна. Орбиты этих рассеивающих объектов меняются со временем, поскольку они продолжают взаимодействовать с Нептуном, при этом некоторые из них выходят на орбиты, пересекающие планеты, 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 обособленные орбиты с большими полуосями, которые изменяются менее чем на 1,5 а.е. за миллиард лет. Остальные 20% — это активно разбрасывающие объекты, большие полуоси которых существенно изменяются из-за взаимодействия с Нептуном. За пределами 200 а.е. большинство объектов рассеянного диска активно рассеиваются. Общая масса рассеянного диска примерно в два раза превышает массу классического пояса Койпера, при этом примерно 80% сохранившихся до наших дней объектов имеют большие полуоси менее 200 а.е. ^{[ 105 ]} Отдельные объекты с меньшим наклоном становятся реже с увеличением большой полуоси. ^{[ 102 ]}^{[ 90 ]} Это возможно из-за стабильных резонансов среднего движения или резонанса Козаи внутри этих резонансов, требующего минимального наклона, который увеличивается с увеличением большой полуоси. ^{[ 106 ]}^{[ 107 ]}

Облако Девятой Планеты

Если бы гипотетическая Девятая Планета существовала и присутствовала во время миграции планеты-гиганта, образовалось бы облако объектов со схожими большими полуосями. У объектов, разбросанных наружу по большой полуоси на расстоянии более 200 а.е., перигелии будут подняты из-за динамических эффектов Девятой Планеты, отделяющих их от влияния Нептуна. Большие полуоси объектов, динамически управляемых Девятой планетой, будут сосредоточены на ее большой полуоси в диапазоне от 200 до ~ 2000 а.е., при этом большинство объектов имеют большие полуоси больше, чем у Девятой планеты. Их наклон будет примерно изотропным и может достигать 180 градусов. Перигелии этих объектов будут циклически повторяться в течение более 100 млн лет, возвращая многих под влияние Нептуна. По оценкам, оставшаяся в настоящее время масса составляет 0,3–0,4 массы Земли. ^{[ 105 ]}

Облако Оорта

Часть объектов, разбросанных по очень далеким орбитам во время миграции планеты-гиганта, захвачена в облаке Оорта. Внешнее облако Оорта, большая полуось которого превышает 20 000 а.е., формируется быстро, когда галактический прилив поднимает перигелий объекта за пределы орбит планет-гигантов. Внутреннее облако Оорта формируется медленнее, снаружи внутрь, из-за более слабого воздействия галактического прилива на объекты с меньшими большими полуосями. Большинство объектов, захваченных во внешнем облаке Оорта, рассеиваются Сатурном, не встречаясь с Юпитером, а некоторые рассеиваются Ураном и Нептуном. Те, что захвачены внутренним облаком Оорта, в первую очередь рассеиваются Нептуном. Примерно 6,5% планетезималей за пределами начальной орбиты Нептуна, что составляет примерно 1,3 массы Земли, захвачено в облаке Оорта, причем примерно 60% - во внутреннем облаке. ^{[ 105 ]}

Объекты также могли быть захвачены ранее и из других источников. Когда Солнце покинуло свое скопление, объекты могли быть захвачены в облаке Оорта от других звезд. ^{[ 108 ]} Если газовый диск простирался за пределы орбит планет-гигантов, когда они очищали свои окрестности, то объект размером с комету замедлялся из-за сопротивления газа, не позволяющего им достичь облака Оорта. ^{[ 109 ]} Однако, если Уран и Нептун сформировались поздно, некоторые объекты, исчезнувшие из их окрестностей после того, как газовый диск рассеялся, могут быть захвачены в облаке Оорта. ^{[ 105 ]} Если бы Солнце оставалось в своем скоплении в это время или во время планетарной миграции, если бы это произошло раньше, образовавшееся облако Оорта было бы более компактным. ^{[ 110 ]}

См. также

Большая гипотеза

Ссылки

^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час ^я ^дж Брассер, Р.; Морбиделли, А.; Гомес, Р.; Цыганис, К.; Левисон, Х.Ф. (2009). «Построение светской архитектуры Солнечной системы II: Планеты земной группы». Астрономия и астрофизика . 507 (2): 1053–1065. arXiv : 0909.1891 . Бибкод : 2009A&A...507.1053B . дои : 10.1051/0004-6361/200912878 . S2CID 2857006 .
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час ^я ^дж ^к Морбиделли, Алессандро; Брассер, Рамон; Гомес, Родни; Левисон, Гарольд Ф.; Цыганис, Клеоменис (2010). «Свидетельства пояса астероидов о бурной эволюции орбиты Юпитера в прошлом». Астрономический журнал . 140 (5): 1391–1401. arXiv : 1009.1521 . Бибкод : 2010AJ....140.1391M . дои : 10.1088/0004-6256/140/5/1391 . S2CID 8950534 .
^ Jump up to: ^а ^б Брассер, Р.; Уолш, К.Дж.; Несворный, Д. (2013). «Ограничение первичных орбит планет земной группы» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 433 (4): 3417–3427. arXiv : 1306.0975 . Бибкод : 2013MNRAS.433.3417B . дои : 10.1093/mnras/stt986 .
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д Каиб, Натан А.; Чемберс, Джон Э. (2016). «Хрупкость планет земной группы во время нестабильности планет-гигантов» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 455 (4): 3561–3569. arXiv : 1510.08448 . Бибкод : 2016MNRAS.455.3561K . дои : 10.1093/mnras/stv2554 .
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и Боттке, Уильям Ф.; Вокруглицкий, Давид; Минтон, Дэвид; Несворный, Давид; Морбиделли, Алессандро; Брассер, Рамон; Симонсон, Брюс; Левисон, Гарольд Ф. (2012). «Архейская тяжелая бомбардировка дестабилизированного продолжения пояса астероидов». Природа . 485 (7396): 78–81. Бибкод : 2012Natur.485...78B . дои : 10.1038/nature10967 . ПМИД 22535245 . S2CID 4423331 .
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж Несворный, Давид; Вокруглицкий, Давид; Морбиделли, Алессандро (2013). «Захват троянцев прыгающим Юпитером». Астрофизический журнал . 768 (1): 45. arXiv : 1303.2900 . Бибкод : 2013ApJ...768...45N . дои : 10.1088/0004-637X/768/1/45 . S2CID 54198242 .
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д Несворный, Давид; Вокруглицкий, Давид; Дейенно, Роджерио (2014). «Захват неправильных спутников Юпитера». Астрофизический журнал . 784 (1): 22. arXiv : 1401.0253 . Бибкод : 2014ApJ...784...22N . дои : 10.1088/0004-637X/784/1/22 . S2CID 54187905 .
^ Jump up to: ^а ^б ^с Несворный, Давид (2011). «Пятая гигантская планета молодой Солнечной системы?». Письма астрофизического журнала . 742 (2): Л22. arXiv : 1109.2949 . Бибкод : 2011ApJ...742L..22N . дои : 10.1088/2041-8205/742/2/L22 . S2CID 118626056 .
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж Несворный, Давид; Морбиделли, Алессандро (2012). «Статистическое исследование нестабильности ранней Солнечной системы с четырьмя, пятью и шестью планетами-гигантами». Астрономический журнал . 144 (4): 117. arXiv : 1208.2957 . Бибкод : 2012AJ....144..117N . дои : 10.1088/0004-6256/144/4/117 . S2CID 117757768 .
^ Морбиделли, Алесандро (2010). «Последовательная и всеобъемлющая модель эволюции внешней Солнечной системы». Comptes Rendus Physique . 11 (9–10): 651–659. arXiv : 1010.6221 . Бибкод : 2010CRPhy..11..651M . дои : 10.1016/j.crhy.2010.11.001 . S2CID 118322142 .
^ Лин, Национальный комитет Демократической партии; Боденхаймер, П.; Ричардсон, округ Колумбия (1996). «Орбитальная миграция планетарного спутника 51 Пегаса к его нынешнему местоположению» (PDF) . Природа . 380 (6575): 606–607. Бибкод : 1996Natur.380..606L . дои : 10.1038/380606a0 . hdl : 1903/8698 . S2CID 4320781 .
^ Массет, Ф.; Снеллгроув, М. (2001). «Обратная миграция типа II: резонансный захват более легкой гигантской протопланеты» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 320 (4): L55–L59. arXiv : astro-ph/0003421 . Бибкод : 2001MNRAS.320L..55M . дои : 10.1046/j.1365-8711.2001.04159.x . S2CID 119442503 .
^ Уолш, Кевин Дж.; Морбиделли, Алессандро; Раймонд, Шон Н.; О'Брайен, Дэвид П.; Манделл, Ави М. (июль 2011 г.). «Низкая масса Марса из-за ранней газовой миграции Юпитера». Природа . 475 (7335): 206–209. arXiv : 1201.5177 . Бибкод : 2011Natur.475..206W . дои : 10.1038/nature10201 . ПМИД 21642961 . S2CID 4431823 .
^ Пиренс, А.; Нельсон, Р.П. (2008). «Ограничения на резонансный захват для двух планет, встроенных в протопланетный диск». Астрономия и астрофизика . 482 (1): 333–340. arXiv : 0802.2033 . Бибкод : 2008A&A...482..333P . дои : 10.1051/0004-6361:20079062 . S2CID 15597994 .
^ Jump up to: ^а ^б ^с Д'Анджело, Дж.; Марзари, Ф. (2012). «Внешняя миграция Юпитера и Сатурна в эволюционировавших газовых дисках». Астрофизический журнал . 757 (1): 50. arXiv : 1207.2737 . Бибкод : 2012ApJ...757...50D . дои : 10.1088/0004-637X/757/1/50 . S2CID 118587166 .
^ Марзари, Ф.; Д'Анджело, Г. (2013). «Массовый рост и эволюция планет-гигантов на резонансных орбитах». Американское астрономическое общество, собрание DPS № 45 . ид.113.04: 113.04. Бибкод : 2013ДПС....4511304М .
^ Jump up to: ^а ^б Пиренс, Арно; Раймонд, Шон Н; Несворни, Дэвид; Морбиделли, Алессандро (2014). «Внешняя миграция Юпитера и Сатурна в резонансе 3:2 или 2:1 в радиационных дисках: последствия для моделей Гранд Тэк и Ниццы». Письма астрофизического журнала . 795 (1): Л11. arXiv : 1410.0543 . Бибкод : 2014ApJ...795L..11P . дои : 10.1088/2041-8205/795/1/L11 . S2CID 118417097 .
^ Jump up to: ^а ^б Морбиделли, Алессандро; Циганис, Клеоменис; Крида, Орельен; Левисон, Гарольд Ф.; Гомес, Родни (2007). «Динамика планет-гигантов Солнечной системы в газообразном протопланетном диске и их связь с современной орбитальной архитектурой». Астрономический журнал . 134 (5): 1790–1798. arXiv : 0706.1713 . Бибкод : 2007AJ....134.1790M . дои : 10.1086/521705 . S2CID 2800476 .
^ Jump up to: ^а ^б Батыгин Константин; Браун, Майкл Э. (2010). «Ранняя динамическая эволюция Солнечной системы: определение начальных условий модели Ниццы». Астрофизический журнал . 716 (2): 1323–1331. arXiv : 1004.5414 . Бибкод : 2010ApJ...716.1323B . дои : 10.1088/0004-637X/716/2/1323 . S2CID 7609851 .
^ Jump up to: ^а ^б ^с Левисон, Гарольд Ф.; Морбиделли, Алессандро; Циганис, Клеоменис; Несворный, Давид; Гомес, Родни (2011). «Поздние орбитальные нестабильности внешних планет, вызванные взаимодействием с самогравитирующим планетезимальным диском» . Астрономический журнал . 142 (5): 152. Бибкод : 2011AJ....142..152L . дои : 10.1088/0004-6256/142/5/152 .
^ Jump up to: ^а ^б Морбиделли, А.; Брассер, Р.; Цыганис, К.; Гомес, Р.; Левисон, HF (2009). «Построение светской архитектуры Солнечной системы I. Планеты-гиганты» . Астрономия и астрофизика . 507 (2): 1041–1052. arXiv : 0909.1886 . Бибкод : 2009A&A...507.1041M . дои : 10.1051/0004-6361/200912876 . S2CID 118103907 .
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д Несворный, Дэвид (2018). «Динамическая эволюция ранней Солнечной системы». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 56 : 137–174. arXiv : 1807.06647 . Бибкод : 2018ARA&A..56..137N . doi : 10.1146/annurev-astro-081817-052028 . S2CID 119484219 .
^ Jump up to: ^а ^б ^с Агнор, Крейг Б.; Лин, Национальный комитет Демократической партии (2012). «О миграции Юпитера и Сатурна: ограничения линейных моделей векового резонансного взаимодействия с планетами земной группы». Астрофизический журнал . 745 (2): 143. arXiv : 1110.5042 . Бибкод : 2012ApJ...745..143A . дои : 10.1088/0004-637X/745/2/143 . S2CID 119232074 .
^ Jump up to: ^а ^б Уолш, К.Дж.; Морбиделли, А. (2011). «Влияние ранней миграции планет-гигантов, вызванной планетезималями, на формирование планет земной группы». Астрономия и астрофизика . 526 : А126. arXiv : 1101.3776 . Бибкод : 2011A&A...526A.126W . дои : 10.1051/0004-6361/201015277 . S2CID 59497167 .
^ Jump up to: ^а ^б Толиу, А.; Морбиделли, А.; Цыганис, К. (2016). «Масштаб и время нестабильности планеты-гиганта: переоценка с точки зрения пояса астероидов». Астрономия и астрофизика . 592 (72): А72. arXiv : 1606.04330 . Бибкод : 2016A&A...592A..72T . дои : 10.1051/0004-6361/201628658 . S2CID 59933531 .
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и Ройг, Фернандо; Несворный, Давид (2015). «Эволюция астероидов в модели миграции прыгающего Юпитера». Астрономический журнал . 150 (6): 186. arXiv : 1509.06105 . Бибкод : 2015AJ....150..186R . дои : 10.1088/0004-6256/150/6/186 . S2CID 118355522 .
^ Цыганис, К.; Гомес, Р.; Морбиделли, А.; Левисон, Х.Ф. (2005). «Происхождение орбитальной архитектуры планет-гигантов Солнечной системы». Природа . 435 (7041): 459–461. Бибкод : 2005Natur.435..459T . дои : 10.1038/nature03539 . ПМИД 15917800 . S2CID 4430973 .
^ Jump up to: ^а ^б ^с Батыгин Константин; Браун, Майкл Э.; Беттс, Хайден (2012). «Модель динамической эволюции изначально пятипланетной внешней солнечной системы, обусловленная нестабильностью». Письма астрофизического журнала . 744 (1): Л3. arXiv : 1111.3682 . Бибкод : 2012ApJ...744L...3B . дои : 10.1088/2041-8205/744/1/L3 . S2CID 9169162 .
^ Стюарт, Колин (21 ноября 2011 г.). «Была ли гигантская планета выброшена из нашей Солнечной системы?» . Мир физики . Проверено 16 января 2014 г.
^ Jump up to: ^а ^б Батыгин Константин; Браун, Майкл Э.; Фрейзер, Уэсли К. (2011). «Сохранение изначального холодного классического пояса Койпера в модели формирования Солнечной системы, обусловленной нестабильностью». Астрофизический журнал . 738 (1): 13. arXiv : 1106.0937 . Бибкод : 2011ApJ...738...13B . дои : 10.1088/0004-637X/738/1/13 . S2CID 1047871 .
^ Jump up to: ^а ^б Дейенно, Рожерио; Морбиделли, Алессандро; Гомес, Родни С.; Несворный, Дэвид (2017). «Ограничение первоначальной конфигурации планет-гигантов с учетом их эволюции: последствия для определения времени планетарной нестабильности» . Астрономический журнал . 153 (4): 153. arXiv : 1702.02094 . Бибкод : 2017AJ....153..153D . дои : 10.3847/1538-3881/aa5eaa . S2CID 119246345 .
^ Марки, Симона; Боттке, Уильям Ф.; Кринг, Дэвид А.; Морбиделли, Алессандро (2012). «Начало лунного катаклизма, зафиксированное в населении древних кратеров». Письма о Земле и планетологии . 325 : 27–38. Бибкод : 2012E&PSL.325...27M . дои : 10.1016/j.epsl.2012.01.021 .
^ Марчи, С.; Боттке, ВФ; Коэн, бакалавр; Вюннеманн, К.; Кринг, Д.А.; Максуин, штат Хайю; де Санктис, MC; О'Брайен, ДП; Шенк, П.; Раймонд, Калифорния; Рассел, Коннектикут (2013). «Высокоскоростные столкновения в результате лунного катаклизма, зафиксированные в астероидных метеоритах». Природа Геонауки . 6 (1): 303–307. Бибкод : 2013NatGe...6..303M . дои : 10.1038/ngeo1769 . S2CID 32487174 .
^ Jump up to: ^а ^б Гомес, Р.; Левисон, ХФ; Цыганис, К.; Морбиделли, А. (2005). «Происхождение катастрофического периода поздней тяжелой бомбардировки планет земной группы» . Природа . 435 (7041): 466–469. Бибкод : 2005Natur.435..466G . дои : 10.1038/nature03676 . ПМИД 15917802 .
^ Jump up to: ^а ^б Рикман, Х.; Вишневск, Т.; Габришевский Р.; Ваджер, П.; Войчиковск, К.; Шутович, С.; Вальсекки, Великобритания; Морбиделли, А. (2017). «Скорость ударов комет о Луну и планеты во время последней тяжелой бомбардировки» . Астрономия и астрофизика . 598 : А67. Бибкод : 2017A&A...598A..67R . дои : 10.1051/0004-6361/201629376 .
^ Гроэ Йоргенсен, Уффе; Аппель, Питер ВУ; Хацукава, Юичи; Свободен, Роберт; Осима, Масуми; Тох, Джошуа; Кимура, Ацуши (2009). «Система Земля-Луна в конце периода тяжелых бомбардировок - геохимическая поддержка ударов, в которых доминировали кометы». Икар 204 (2): 368–380. arXiv : 0907.4104 . Бибкод : 2009Icar..204..368G . CiteSeerX 10.1.1.312.7222 . дои : 10.1016/j.icarus.2009.07.015 . S2CID 7835473 .
^ Кринг, Дэвид А.; Коэн, Барбара А. (2002). «Катаклизмическая бомбардировка внутренней части Солнечной системы 3,9–4,0 млрд лет назад» . Журнал геофизических исследований: Планеты . 107 (Е2): 4-1–4-6. Бибкод : 2002JGRE..107.5009K . дои : 10.1029/2001JE001529 . S2CID 36853736 .
^ Джой, Кэтрин Х .; Золенский, Михаил Евгеньевич; Нагасима, Кадзухидэ; Хасс, Гэри Р.; Росс, Д. Кент; Маккей, Дэвид С.; Кринг, Дэвид А. (2012). «Прямое обнаружение реликтов снарядов конца эпохи формирования лунного бассейна». Наука . 336 (6087): 1426–9. Бибкод : 2012Sci...336.1426J . дои : 10.1126/science.1219633 . ПМИД 22604725 . S2CID 206540300 .
^ Стром, Роберт Г.; Малхотра, Рену; Ито, Такаши; Ёсида, Фуми; Кринг, Дэвид А. (2005). «Происхождение планетарных ударников во внутренней Солнечной системе». Наука . 309 (5742): 1847–1850. arXiv : astro-ph/0510200 . Бибкод : 2005Sci...309.1847S . CiteSeerX 10.1.1.317.2438 . дои : 10.1126/science.1113544 . ПМИД 16166515 . S2CID 18754854 .
^ Боттке, Уильям Ф.; Вокруглицкий, Давид; Минтон, Дэвид; Несворный, Давид; Морбиделли, Алессандро; Брассер, Рамон; Симонсон, Брюс; Левисон, Гарольд Ф. (2012). «Архейская тяжелая бомбардировка дестабилизированного продолжения пояса астероидов: дополнительная информация» (PDF) . Природа . 485 (7396): 78–81. Бибкод : 2012Natur.485...78B . дои : 10.1038/nature10967 . ПМИД 22535245 . S2CID 4423331 .
^ Минтон, Дэвид А.; Ричардсон, Джеймс Э.; Фассет, Калеб И. (2015). «Повторное исследование главного пояса астероидов как основного источника древних лунных кратеров». Икар . 247 : 172–190. arXiv : 1408.5304 . Бибкод : 2015Icar..247..172M . дои : 10.1016/j.icarus.2014.10.018 . S2CID 55230320 .
^ Боттке, ВФ; Марчи, С.; Вокруглицкий Д.; Роббинс, С.; Хайнек, Б.; Морбиделли, А. (2015). «Новый взгляд на позднюю тяжелую бомбардировку Марса» (PDF) . Конференция по науке о Луне и планетах (1832 г.). 46-я конференция по науке о Луне и планетах: 1484. Бибкод : 2015LPI....46.1484B .
^ Джонсон, Брэндон С.; Коллинз, Гарат С.; Минтон, Дэвид А.; Боулинг, Тимоти Дж.; Саймонсон, Брюс М.; Зубер, Мария Т. (2016). «Слои сферул, законы масштабирования кратеров и популяция древних земных ударников». Икар . 271 : 350–359. Бибкод : 2016Icar..271..350J . дои : 10.1016/j.icarus.2016.02.023 . hdl : 10044/1/29965 .
^ Несворни, Дэвид; Ройг, Фернандо; Боттке, Уильям Ф. (2016). «Моделирование исторического потока планетарных ударников» . Астрономический журнал . 153 (3): 103. arXiv : 1612.08771 . Бибкод : 2017AJ....153..103N . дои : 10.3847/1538-3881/153/3/103 . S2CID 119028988 .
^ Боттке, ВФ; Вокруглицкий Д.; Гент, Б.; Мазруи, С.; Роббинс, С.; Марчи, С. (2016). «О воздействиях астероидов, законах масштабирования кратеров и предлагаемом более молодом возрасте поверхности Венеры» (PDF) . Конференция по науке о Луне и планетах (1903 г.). 47-я конференция по науке о Луне и планетах: 2036. Бибкод : 2016LPI....47.2036B .
^ Боттке, ВФ; Несворный, Д.; Ройг, Ф.; Марчи, С.; Вокруглицкий, Д. «Свидетельства о двух группах населения, повлиявших на раннюю бомбардировку Марса и Луны» (PDF) . 48-я конференция по наукам о Луне и планетах.
^ Jump up to: ^а ^б Клемент, Мэтью С.; Раймонд, Шон Н.; Каиб, Натан А. (2019). «Возбуждение и истощение пояса астероидов в сценарии ранней нестабильности» . Астрономический журнал . 157 (1): 38. arXiv : 1811.07916 . Бибкод : 2019AJ....157...38C . дои : 10.3847/1538-3881/aaf21e . S2CID 119495020 .
^ Ройг, Фернандо; Несворный, Давид; ДеСуза, Сандро Ришардо (2016). «Прыгающий Юпитер может объяснить орбиту Меркурия» . Астрофизический журнал . 820 (2): Л30. arXiv : 1603.02502 . Бибкод : 2016ApJ...820L..30R . дои : 10.3847/2041-8205/820/2/L30 . S2CID 119198300 .
^ Дейенно, Рожерио; Гомес, Родни С.; Уолш, Кевин Дж.; Морбиделли, Аллесандро; Несворный, Давид (2016). «Совместима ли модель Grand Tack с орбитальным распределением астероидов главного пояса?». Икар . 272 (114): 114–124. arXiv : 1701.02775 . Бибкод : 2016Icar..272..114D . дои : 10.1016/j.icarus.2016.02.043 . S2CID 119054790 .
^ О'Брайен, Дэвид П.; Морбиделли, Алессандро; Боттке, Уильям Ф. (2007). «Первоначальное возбуждение и очистка пояса астероидов — еще раз». Икар . 191 (2): 434–452. Бибкод : 2007Icar..191..434O . дои : 10.1016/j.icarus.2007.05.005 .
^ Раймонд, Шон Н.; Изидоро, Андре (2017). «Происхождение воды во внутренней части Солнечной системы: планетезимали, разбросанные внутрь во время быстрой газовой аккреции Юпитера и Сатурна». Икар . 297 (2017): 134–148. arXiv : 1707.01234 . Бибкод : 2017Icar..297..134R . дои : 10.1016/j.icarus.2017.06.030 . S2CID 119031134 .
^ Раймонд, Шон Н.; Изидоро, Андре (2017). «Пустой первозданный пояс астероидов» . Достижения науки . 3 (9): e1701138. arXiv : 1709.04242 . Бибкод : 2017SciA....3E1138R . дои : 10.1126/sciadv.1701138 . ПМЦ 5597311 . ПМИД 28924609 .
^ Jump up to: ^а ^б Изидоро, Андре; Раймонд, Шон Н.; Пиренс, Арно; Морбиделли, Алессандро; Зима, Отон К.; Несворный, Дэвид (2016). «Пояс астероидов как реликт хаотической ранней Солнечной системы» . Письма астрофизического журнала . 833 (1): 40. arXiv : 1609.04970 . Бибкод : 2016ApJ...833...40I . дои : 10.3847/1538-4357/833/1/40 . S2CID 118486946 .
^ Дейенно, Рожерио; Изидоро, Андре; Морбиделли, Алессандро; Гомес, Родни С.; Несворни, Дэвид; Раймонд, Шон Н. (2018). «Возбуждение первичного холодного пояса астероидов как следствие планетарной нестабильности» . Астрофизический журнал . 864 (1): 50. arXiv : 1808.00609 . Бибкод : 2018ApJ...864...50D . дои : 10.3847/1538-4357/aad55d . S2CID 118947612 .
^ Бразилия, СОИ; Ройг, Ф.; Несворный, Д.; Карруба, В.; Альжбаае, С.; Хуаман, Мэн (2016). «Динамическое расселение первородных семейств астероидов» . Икар . 266 : 142–151. Бибкод : 2016Icar..266..142B . дои : 10.1016/j.icarus.2015.11.015 .
^ Бразилия, Педро; Ройг, Фернандо; Несворный, Давид; Карруба, Валерио (2017). «Рассеяние астероидов V-типа во время нестабильности планет-гигантов: шаг для Юпитера, скачок для базальта» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 468 (1): 1236–1244. arXiv : 1703.00474 . Бибкод : 2017MNRAS.468.1236B . дои : 10.1093/mnras/stx529 .
^ Болин, Брайс Т.; Дельбо, Марко; Морбиделли, Алессандро; Уолш, Кевин Дж. (2017). «Ярковская V-образная идентификация семейств астероидов». Икар . 282 : 290–312. arXiv : 1609.06384 . Бибкод : 2017Icar..282..290B . дои : 10.1016/j.icarus.2016.09.029 . S2CID 119107800 .
^ Дельбо, Марко; Уолш, Кевин; Болин, Брайс; Авделлиду, Криса; Морбиделли, Алессандро (2017). «Идентификация первичного семейства астероидов ограничивает первоначальную популяцию планетезималей» . Наука . 357 (6355): 1026–1029. Бибкод : 2017Sci...357.1026D . дои : 10.1126/science.aam6036 . ПМИД 28775212 .
^ Брож, М.; Вокруглицкий, Д.; Морбиделли, А.; Несворный, Д.; Боттке, ВФ (2011). «Семья Хильда образовалась во время последней сильной бомбардировки?» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 414 (3): 2716–2727. arXiv : 1109.1114 . Бибкод : 2011MNRAS.414.2716B . дои : 10.1111/j.1365-2966.2011.18587.x . S2CID 85454088 .
^ Левисон, Гарольд Ф; Боттке, Уильям Ф.; Гунель, Матье; Морбиделли, Алессандро; Несворный, Давид; Циганис, Клеоменис (2009). «Загрязнение пояса астероидов первичными транснептуновыми объектами». Природа . 460 (7253): 364–366. Бибкод : 2009Natur.460..364L . дои : 10.1038/nature08094 . ПМИД 19606143 . S2CID 4405257 .
^ Jump up to: ^а ^б Вокруглицкий, Давид; Боттке, Уильям Ф.; Несворный, Давид (2016). «Захват транснептуновых планетезималей в Главном поясе астероидов» . Астрономический журнал . 152 (2): 39. Бибкод : 2016AJ....152...39В . дои : 10.3847/0004-6256/152/2/39 .
^ Хренко О.; Брож, М.; Несворный, Д.; Цыганис, К.; Скулиду, ДК (2015). «Происхождение долгоживущих астероидов в резонансе среднего движения 2: 1 с Юпитером» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 451 (3): 2399–2416. arXiv : 1505.04329 . Бибкод : 2015MNRAS.451.2399C . дои : 10.1093/mnras/stv1109 .
^ Морбиделли, А.; Левисон, ХФ; Цыганис, К.; Гомес, Р. (2005). «Хаотический захват троянских астероидов Юпитера в ранней Солнечной системе». Природа . 435 (7041): 462–465. Бибкод : 2005Natur.435..462M . дои : 10.1038/nature03540 . ПМИД 15917801 . S2CID 4373366 .
^ Морбиделли, Алессандро; Несворный, Дэвид (2019). «Пояс Койпера: формирование и эволюция». Транснептуновая Солнечная система . стр. 25–59. arXiv : 1904.02980 . дои : 10.1016/B978-0-12-816490-7.00002-3 . ISBN 9780128164907 . S2CID 102351398 .
^ Паркер, Алекс Х. (2015). «Внутреннее троянское распределение Нептуна по орбите: последствия для первичного диска и миграции планет». Икар . 247 : 112–125. arXiv : 1409.6735 . Бибкод : 2015Icar..247..112P . дои : 10.1016/j.icarus.2014.09.043 . S2CID 119203006 .
^ Гомес, Р.; Несворный, Д. (2016). «Троянское образование Нептуна в период планетарной нестабильности и миграции» . Астрономия и астрофизика . 592 : А146. Бибкод : 2016A&A...592A.146G . дои : 10.1051/0004-6361/201527757 .
^ Несворный, Давид; Вокруглицкий, Давид; Морбиделли, Алессандро (2007). «Захват нестандартных спутников во время планетарных встреч» . Астрономический журнал . 133 (5): 1962–1976. Бибкод : 2007AJ....133.1962N . дои : 10.1086/512850 .
^ Боттке, Уильям Ф.; Несворный, Давид; Вокруглицкий, Давид; Морбиделли, Алессандро (2010). «Неправильные спутники: наиболее эволюционировавшие в результате столкновений популяции в Солнечной системе». Астрономический журнал . 139 (3): 994–1014. Бибкод : 2010AJ....139..994B . CiteSeerX 10.1.1.693.4810 . дои : 10.1088/0004-6256/139/3/994 . S2CID 54075311 .
^ Браун, Мэн; Роден, Арканзас (2014). «Спектр 3 мкм нерегулярного спутника Юпитера Гималия». Письма астрофизического журнала . 793 (2): Л44. arXiv : 1409.1261 . Бибкод : 2014ApJ...793L..44B . дои : 10.1088/2041-8205/793/2/L44 . S2CID 16517429 .
^ Джуитт, Дэвид; Хагигипур, Надер (2007). «Неправильные спутники планет: продукты захвата в ранней Солнечной системе». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 45 (1): 261–295. arXiv : astro-ph/0703059 . Бибкод : 2007ARA&A..45..261J . дои : 10.1146/annurev.astro.44.051905.092459 . S2CID 13282788 .
^ Jump up to: ^а ^б Дейенно, Рожерио; Несворный, Давид; Вокруглицкий, Давид; Ёкояма, Тадаси (2014). «Орбитальные возмущения галилеевых спутников во время встреч с планетами». Астрономический журнал . 148 (2): 25. arXiv : 1405.1880 . Бибкод : 2014AJ....148...25D . дои : 10.1088/0004-6256/148/2/25 . S2CID 54190986 .
^ Jump up to: ^а ^б Несворный, Давид; Вокруглицкий, Давид; Дейенно, Рожерио; Уолш, Кевин Дж. (2014). «Возбуждение наклона орбиты Япета во время встреч с планетами». Астрономический журнал . 148 (3): 52. arXiv : 1406.3600 . Бибкод : 2014AJ....148...52N . дои : 10.1088/0004-6256/148/3/52 . S2CID 54081553 .
^ Клотье, Райан; Тамайо, Дэниел; Валенсия, Диана (2015). «Могли ли Юпитер или Сатурн выбросить пятую планету-гигант?». Астрофизический журнал . 813 (1): 8. arXiv : 1509.05397 . Бибкод : 2015ApJ...813....8C . дои : 10.1088/0004-637X/813/1/8 . S2CID 118551487 .
^ Jump up to: ^а ^б Дейенно, Р.; Ёкояма, Т.; Ногейра, ЕС; Каллегари, Н.; Сантос, Монтана (2011). «Влияние планетарной миграции на некоторые первичные спутники внешних планет. I. Случай Урана» . Астрономия и астрофизика . 536 : А57. Бибкод : 2011A&A...536A..57D . дои : 10.1051/0004-6361/201014862 . hdl : 11449/42425 .
^ Ниммо, Ф.; Корычанский, Д.Г. (2012). «Потеря льда на внешних спутниках Солнечной системы в результате удара: последствия поздней тяжелой бомбардировки». Икар . 219 (1): 508–510. Бибкод : 2012Icar..219..508N . дои : 10.1016/j.icarus.2012.01.016 .
^ Донс, Л.; Левисон, Х.Л. (2013). «Уровень воздействия на спутники гигантских планет во время поздней тяжелой бомбардировки» (PDF) . Конференция по науке о Луне и планетах (1719 г.). 44-я конференция по науке о Луне и планетах (2013 г.): 2772. Бибкод : 2013LPI....44.2772D .
^ Ривера-Валентен, Е.Г.; Барр, AC; Лопес Гарсия, EJ; Кирхофф, MR; Шенк, премьер-министр (2014). «Ограничения на массу планетезимального диска по данным кратеров и экваториального хребта на Япете». Астрофизический журнал . 792 (2): 127. arXiv : 1406.6919 . Бибкод : 2014ApJ...792..127R . дои : 10.1088/0004-637X/792/2/127 . S2CID 119098410 .
^ Мовшовиц, Н.; Ниммо, Ф.; Корычанский, Д.Г.; Асфауг, Э.; Оуэн, Дж. М. (2015). «Разрушение и повторная аккреция лун среднего размера во время поздней тяжелой бомбардировки внешней солнечной системы» (PDF) . Письма о геофизических исследованиях . 42 (2): 256–263. Бибкод : 2015GeoRL..42..256M . дои : 10.1002/2014GL062133 .
^ Крида, А.; Чарноз, С. (2012). «Формирование регулярных спутников из древних массивных колец Солнечной системы». Наука . 338 (6111): 1196–1199. arXiv : 1301.3808 . Бибкод : 2012Sci...338.1196C . дои : 10.1126/science.1226477 . ПМИД 23197530 . S2CID 206543354 .
^ Чук, Матия; Готово, Люк; Несворный, Давид (2016). «Динамические доказательства позднего формирования спутников Сатурна» . Астрофизический журнал . 820 (2): 97. arXiv : 1603.07071 . Бибкод : 2016ApJ...820...97C . дои : 10.3847/0004-637X/820/2/97 . S2CID 118604203 .
^ Вокруглицкий, Давид; Несворный, Давид (2015). «Наклон Юпитера (немного) и Сатурна (сильно) во время планетарной миграции». Астрофизический журнал . 806 (1): 143. arXiv : 1505.02938 . Бибкод : 2015ApJ...806..143В . дои : 10.1088/0004-637X/806/1/143 . S2CID 54082832 .
^ Брассер, Р.; Ли, Ман Хой (2015). «Наклон Сатурна без наклона Юпитера: ограничения миграции гигантских планет». Астрономический журнал . 150 (5): 157. arXiv : 1509.06834 . Бибкод : 2015AJ....150..157B . дои : 10.1088/0004-6256/150/5/157 . S2CID 118392951 .
^ Гомес, Родни (2003). «Происхождение высоконаклонного населения пояса Койпера». Икар . 161 (2): 404–418. Бибкод : 2003Icar..161..404G . дои : 10.1016/s0019-1035(02)00056-8 .
^ Бразилия, ПИО; Несворный, Д.; Гомес, РС (2014). «Динамическая имплантация объектов пояса Койпера» . Астрономический журнал . 148 (3): 56. Бибкод : 2014AJ....148...56B . дои : 10.1088/0004-6256/148/3/56 .
^ Jump up to: ^а ^б ^с Несворный, Давид; Вокруглицкий, Давид (2016). «Орбитальная миграция Нептуна была зернистой, а не плавной» . Астрофизический журнал . 825 (2): 94. arXiv : 1602.06988 . Бибкод : 2016ApJ...825...94N . дои : 10.3847/0004-637X/825/2/94 . S2CID 119257993 .
^ Jump up to: ^а ^б Несворный, Давид (2015). «Доказательства медленной миграции Нептуна по распределению наклонов объектов пояса Койпера». Астрономический журнал . 150 (3): 73. arXiv : 1504.06021 . Бибкод : 2015AJ....150...73N . дои : 10.1088/0004-6256/150/3/73 . S2CID 119185190 .
^ Jump up to: ^а ^б Доусон, Ребекка И.; Мюррей-Клей, Рут (2012). «Безумные дни Нептуна: ограничения, связанные с распределением эксцентриситета классического пояса Койпера». Астрофизический журнал . 750 (1): 43. arXiv : 1202.6060 . Бибкод : 2012ApJ...750...43D . дои : 10.1088/0004-637X/750/1/43 . S2CID 118373637 .
^ Волк, Кэтрин; Малхотра, Рену (2019). «Непростая связь между скоростью миграции Нептуна и возбуждением наклона пояса Койпера» . Астрономический журнал . 158 (2): 64. arXiv : 1906.00023 . Бибкод : 2019DDA....5020105V . дои : 10.3847/1538-3881/ab2639 . ПМК 6800674 . ПМИД 31631895 .
^ Jump up to: ^а ^б ^с Несворный, Давид (2015). «Прыгающий Нептун может объяснить ядро пояса Койпера». Астрономический журнал . 150 (3): 68. arXiv : 1506.06019 . Бибкод : 2015AJ....150...68N . дои : 10.1088/0004-6256/150/3/68 . S2CID 117738539 .
^ Jump up to: ^а ^б Пайк, RE; Лоулер, С.; Брассер, Р.; Шенкман, CJ; Александерсен, М.; Кавелаарс, Джей Джей (2017). «Структура далекого пояса Койпера в сценарии хорошей модели» . Астрономический журнал . 153 (3): 127. arXiv : 1701.07041 . Бибкод : 2017AJ....153..127P . дои : 10.3847/1538-3881/aa5be9 . S2CID 119088281 .
^ Шеннон, Эндрю; Доусон, Ребекка И. (2018). «Ограничения на количество первичных объектов Рассеянного Диска с массой Плутона и выше из-за отсутствия их динамических признаков в современных транснептуновых популяциях» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 480 (2): 1870. arXiv : 1807.03371 . Бибкод : 2018MNRAS.480.1870S . дои : 10.1093/mnras/sty1930 .
^ Пети, Ж.-М.; Гладман, Б.; Кавелаарс, Джей Джей; Джонс, РЛ; Паркер, Дж. (2011). «Реальность и происхождение ядра классического пояса Койпера» (PDF) . Совместное заседание EPSC-DPS (2–7 октября 2011 г.).
^ Левисон, Гарольд Ф.; Морбиделли, Алессандро (2003). «Формирование пояса Койпера в результате переноса тел во время миграции Нептуна». Природа . 426 (6965): 419–421. Бибкод : 2003Natur.426..419L . дои : 10.1038/nature02120 . ПМИД 14647375 . S2CID 4395099 .
^ Фрейзер, Уэсли, К; и др. (2017). «Все планетезимали, родившиеся вблизи пояса Койпера, сформировались как двойные». Природная астрономия . 1 (4): 0088. arXiv : 1705.00683 . Бибкод : 2017NatAs...1E..88F . дои : 10.1038/s41550-017-0088 . S2CID 118924314 . {{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
^ Гомес, Родни; Несворный, Давид; Морбиделли, Алессандро; Дейенно, Рожерио; Ногейра, Эрика (2018). «Проверка совместимости холодного пояса Койпера с моделью миграции планетарной нестабильности». Икар . 306 : 319–327. arXiv : 1710.05178 . Бибкод : 2018Icar..306..319G . дои : 10.1016/j.icarus.2017.10.018 . S2CID 119088338 .
^ Вольф, Шайлер; Доусон, Ребекка И.; Мюррей-Клей, Рут А. (2012). «Нептун на цыпочках: динамические истории, сохраняющие холодный классический пояс Койпера». Астрофизический журнал . 746 (2): 171. arXiv : 1112.1954 . Бибкод : 2012ApJ...746..171W . дои : 10.1088/0004-637X/746/2/171 . S2CID 119233820 .
^ Jump up to: ^а ^б Гомес, Родни; Несворни, Дэвид; Морбиделли, Алессандро; Дейенно, Рожерио; Ногейра, Эрика (2017). «Проверка совместимости холодного пояса Койпера с моделью миграции планетарной нестабильности». Икар . 306 : 319–327. arXiv : 1710.05178 . Бибкод : 2018Icar..306..319G . дои : 10.1016/j.icarus.2017.10.018 . S2CID 119088338 .
^ Батыгин Константин; Браун, Майкл Э.; Фрейзер, Уэсли (2011). «Сохранение изначального холодного классического пояса Койпера в модели формирования Солнечной системы, обусловленной нестабильностью». Астрофизический журнал . 738 (1): 13. arXiv : 1106.0937 . Бибкод : 2011ApJ...738...13B . дои : 10.1088/0004-637X/738/1/13 . S2CID 1047871 .
^ Рибейру де Соуза, Рафаэль; Гомес, Родни; Морбиделли, Алессандро; Виейра Нето, Эрнесто (2018). «Динамические эффекты на классический пояс Койпера в модели возбужденного Нептуна». Икар . 334 : 89–98. arXiv : 1808.02146 . Бибкод : 2019Icar..334...89R . дои : 10.1016/j.icarus.2018.08.008 . S2CID 119106601 .
^ Морбиделли, А.; Гаспар, HS; Несворный, Д. (2014). «Происхождение своеобразного распределения эксцентриситета внутреннего холодного пояса Койпера». Икар . 232 : 81–87. arXiv : 1312.7536 . Бибкод : 2014Icar..232...81M . дои : 10.1016/j.icarus.2013.12.023 . S2CID 119185365 .
^ Каиб, Натан А.; Шеппард, Скотт С. (2016). «Отслеживание истории миграции Нептуна через резонансные транснептуновые объекты в высоком перигелии» . Астрономический журнал . 152 (5): 133. arXiv : 1607.01777 . Бибкод : 2016AJ....152..133K . дои : 10.3847/0004-6256/152/5/133 . S2CID 118622561 .
^ Jump up to: ^а ^б Несворный, Давид; Вокруглицкий, Давид; Ройг, Фернандо (2016). «Орбитальное распределение транснептуновых объектов за пределами 50 а.е.» . Письма астрофизического журнала . 827 (2): L35. arXiv : 1607.08279 . Бибкод : 2016ApJ...827L..35N . дои : 10.3847/2041-8205/827/2/L35 . S2CID 118634004 .
^ Пайк, РА; Лоулер, С.М. (2017). «Детали резонансных структур в поясе Койпера хорошей модели: прогнозы для обнаружения TNO в высоком перигелии» . Астрономический журнал . 154 (4): 171. arXiv : 1709.03699 . Бибкод : 2017AJ....154..171P . дои : 10.3847/1538-3881/aa8b65 . S2CID 119469102 .
^ Лоулер, С.М.; и др. (2018). «OSSOS: XIII. Ископаемые резонансные выпадения подразумевают, что миграция Нептуна была зернистой и медленной» . Астрономический журнал . 157 : 253. arXiv : 1808.02618 . дои : 10.3847/1538-3881/ab1c4c . S2CID 119096757 .
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д Несворный, Д.; Вокруглицкий Д.; Донс, Л.; Левисон, ХФ; Каиб, Н.; Морбиделли, А. (2017). «Происхождение и эволюция короткопериодических комет» . Астрофизический журнал . 845 (1): 27. arXiv : 1706.07447 . Бибкод : 2017ApJ...845...27N . дои : 10.3847/1538-4357/aa7cf6 . S2CID 119399322 .
^ Сайленфест, Мелейн; Фушар, Марк; Томмей, Джакомо; Вальсекки, Джованни Б. (2017). «Изучение и применение резонансной вековой динамики за пределами Нептуна». Небесная механика и динамическая астрономия . 127 (4): 477–504. arXiv : 1611.04480 . Бибкод : 2017CeMDA.127..477S . дои : 10.1007/s10569-016-9735-7 . S2CID 118995962 .
^ Галлардо, Табаре; Хью, Гастон; Страна, Пол (2012). «Обзор динамики Козаи за пределами Нептуна». Икар 220 (2): 392–403. arXiv : 1205.4935 . Бибкод : 2012Icar..220..392G . CiteSeerX 10.1.1.759.2012 . дои : 10.1016/j.icarus.2012.05.025 . S2CID 119087700 .
^ Левисон, Гарольд Ф.; Дункан, Мартин Дж.; Брассер, Рамон; Кауфманн, Дэвид Э. (2010). «Снимок солнечного облака Оорта со звезд в его скоплении» . Наука . 329 (5988): 187–190. Бибкод : 2010Sci...329..187L . дои : 10.1126/science.1187535 . ПМИД 20538912 . S2CID 23671821 .
^ Брассер, Р.; Дункан, MJ; Левисон, Х.Ф. (2007). «Встроенные звездные скопления и образование облака Оорта. II. Эффект первичной солнечной туманности». Икар . 191 (2): 413–433. Бибкод : 2007Icar..191..413B . дои : 10.1016/j.icarus.2007.05.003 .
^ Фернандес, Хулио А. (1997). «Формирование облака Оорта и примитивная галактическая среда». Икар . 129 (1): 106–119. Бибкод : 1997Icar..129..106F . дои : 10.1006/icar.1997.5754 . S2CID 11224824 .

[Brasser_2009-1] Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час ^я ^дж Брассер, Р.; Морбиделли, А.; Гомес, Р.; Цыганис, К.; Левисон, Х.Ф. (2009). «Построение светской архитектуры Солнечной системы II: Планеты земной группы». Астрономия и астрофизика . 507 (2): 1053–1065. arXiv : 0909.1891 . Бибкод : 2009A&A...507.1053B . дои : 10.1051/0004-6361/200912878 . S2CID 2857006 .

[Morbidelli_Brasser_2010-2] Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час ^я ^дж ^к Морбиделли, Алессандро; Брассер, Рамон; Гомес, Родни; Левисон, Гарольд Ф.; Цыганис, Клеоменис (2010). «Свидетельства пояса астероидов о бурной эволюции орбиты Юпитера в прошлом». Астрономический журнал . 140 (5): 1391–1401. arXiv : 1009.1521 . Бибкод : 2010AJ....140.1391M . дои : 10.1088/0004-6256/140/5/1391 . S2CID 8950534 .

[Brasser_2013-3] Jump up to: ^а ^б Брассер, Р.; Уолш, К.Дж.; Несворный, Д. (2013). «Ограничение первичных орбит планет земной группы» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 433 (4): 3417–3427. arXiv : 1306.0975 . Бибкод : 2013MNRAS.433.3417B . дои : 10.1093/mnras/stt986 .

[Kaib_Chambers_2016-4] Jump up to: ^а ^б ^с ^д Каиб, Натан А.; Чемберс, Джон Э. (2016). «Хрупкость планет земной группы во время нестабильности планет-гигантов» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 455 (4): 3561–3569. arXiv : 1510.08448 . Бибкод : 2016MNRAS.455.3561K . дои : 10.1093/mnras/stv2554 .

[Bottke_2012-5] Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и Боттке, Уильям Ф.; Вокруглицкий, Давид; Минтон, Дэвид; Несворный, Давид; Морбиделли, Алессандро; Брассер, Рамон; Симонсон, Брюс; Левисон, Гарольд Ф. (2012). «Архейская тяжелая бомбардировка дестабилизированного продолжения пояса астероидов». Природа . 485 (7396): 78–81. Бибкод : 2012Natur.485...78B . дои : 10.1038/nature10967 . ПМИД 22535245 . S2CID 4423331 .

[Nesvorny_2013-6] Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж Несворный, Давид; Вокруглицкий, Давид; Морбиделли, Алессандро (2013). «Захват троянцев прыгающим Юпитером». Астрофизический журнал . 768 (1): 45. arXiv : 1303.2900 . Бибкод : 2013ApJ...768...45N . дои : 10.1088/0004-637X/768/1/45 . S2CID 54198242 .

[Nesvorny_etal_2014-7] Jump up to: ^а ^б ^с ^д Несворный, Давид; Вокруглицкий, Давид; Дейенно, Роджерио (2014). «Захват неправильных спутников Юпитера». Астрофизический журнал . 784 (1): 22. arXiv : 1401.0253 . Бибкод : 2014ApJ...784...22N . дои : 10.1088/0004-637X/784/1/22 . S2CID 54187905 .

[Nesvorny_2011-8] Jump up to: ^а ^б ^с Несворный, Давид (2011). «Пятая гигантская планета молодой Солнечной системы?». Письма астрофизического журнала . 742 (2): Л22. arXiv : 1109.2949 . Бибкод : 2011ApJ...742L..22N . дои : 10.1088/2041-8205/742/2/L22 . S2CID 118626056 .

[Nesvorny_2012-9] Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж Несворный, Давид; Морбиделли, Алессандро (2012). «Статистическое исследование нестабильности ранней Солнечной системы с четырьмя, пятью и шестью планетами-гигантами». Астрономический журнал . 144 (4): 117. arXiv : 1208.2957 . Бибкод : 2012AJ....144..117N . дои : 10.1088/0004-6256/144/4/117 . S2CID 117757768 .

[Morbidelli_2010-10] Морбиделли, Алесандро (2010). «Последовательная и всеобъемлющая модель эволюции внешней Солнечной системы». Comptes Rendus Physique . 11 (9–10): 651–659. arXiv : 1010.6221 . Бибкод : 2010CRPhy..11..651M . дои : 10.1016/j.crhy.2010.11.001 . S2CID 118322142 .

[Lin_1996-11] Лин, Национальный комитет Демократической партии; Боденхаймер, П.; Ричардсон, округ Колумбия (1996). «Орбитальная миграция планетарного спутника 51 Пегаса к его нынешнему местоположению» (PDF) . Природа . 380 (6575): 606–607. Бибкод : 1996Natur.380..606L . дои : 10.1038/380606a0 . hdl : 1903/8698 . S2CID 4320781 .

[Masset_2001-12] Массет, Ф.; Снеллгроув, М. (2001). «Обратная миграция типа II: резонансный захват более легкой гигантской протопланеты» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 320 (4): L55–L59. arXiv : astro-ph/0003421 . Бибкод : 2001MNRAS.320L..55M . дои : 10.1046/j.1365-8711.2001.04159.x . S2CID 119442503 .

[Walsh_2011-13] Уолш, Кевин Дж.; Морбиделли, Алессандро; Раймонд, Шон Н.; О'Брайен, Дэвид П.; Манделл, Ави М. (июль 2011 г.). «Низкая масса Марса из-за ранней газовой миграции Юпитера». Природа . 475 (7335): 206–209. arXiv : 1201.5177 . Бибкод : 2011Natur.475..206W . дои : 10.1038/nature10201 . ПМИД 21642961 . S2CID 4431823 .

[Pierens_Nelson_2008-14] Пиренс, А.; Нельсон, Р.П. (2008). «Ограничения на резонансный захват для двух планет, встроенных в протопланетный диск». Астрономия и астрофизика . 482 (1): 333–340. arXiv : 0802.2033 . Бибкод : 2008A&A...482..333P . дои : 10.1051/0004-6361:20079062 . S2CID 15597994 .

[dangelo_marzari_2012-15] Jump up to: ^а ^б ^с Д'Анджело, Дж.; Марзари, Ф. (2012). «Внешняя миграция Юпитера и Сатурна в эволюционировавших газовых дисках». Астрофизический журнал . 757 (1): 50. arXiv : 1207.2737 . Бибкод : 2012ApJ...757...50D . дои : 10.1088/0004-637X/757/1/50 . S2CID 118587166 .

[marzari_dangelo_2013-16] Марзари, Ф.; Д'Анджело, Г. (2013). «Массовый рост и эволюция планет-гигантов на резонансных орбитах». Американское астрономическое общество, собрание DPS № 45 . ид.113.04: 113.04. Бибкод : 2013ДПС....4511304М .

[Pierens_2014-17] Jump up to: ^а ^б Пиренс, Арно; Раймонд, Шон Н; Несворни, Дэвид; Морбиделли, Алессандро (2014). «Внешняя миграция Юпитера и Сатурна в резонансе 3:2 или 2:1 в радиационных дисках: последствия для моделей Гранд Тэк и Ниццы». Письма астрофизического журнала . 795 (1): Л11. arXiv : 1410.0543 . Бибкод : 2014ApJ...795L..11P . дои : 10.1088/2041-8205/795/1/L11 . S2CID 118417097 .

[Morbidelli_2007-18] Jump up to: ^а ^б Морбиделли, Алессандро; Циганис, Клеоменис; Крида, Орельен; Левисон, Гарольд Ф.; Гомес, Родни (2007). «Динамика планет-гигантов Солнечной системы в газообразном протопланетном диске и их связь с современной орбитальной архитектурой». Астрономический журнал . 134 (5): 1790–1798. arXiv : 0706.1713 . Бибкод : 2007AJ....134.1790M . дои : 10.1086/521705 . S2CID 2800476 .

[Batygin_2010-19] Jump up to: ^а ^б Батыгин Константин; Браун, Майкл Э. (2010). «Ранняя динамическая эволюция Солнечной системы: определение начальных условий модели Ниццы». Астрофизический журнал . 716 (2): 1323–1331. arXiv : 1004.5414 . Бибкод : 2010ApJ...716.1323B . дои : 10.1088/0004-637X/716/2/1323 . S2CID 7609851 .

[Levison_2011-20] Jump up to: ^а ^б ^с Левисон, Гарольд Ф.; Морбиделли, Алессандро; Циганис, Клеоменис; Несворный, Давид; Гомес, Родни (2011). «Поздние орбитальные нестабильности внешних планет, вызванные взаимодействием с самогравитирующим планетезимальным диском» . Астрономический журнал . 142 (5): 152. Бибкод : 2011AJ....142..152L . дои : 10.1088/0004-6256/142/5/152 .

[Morbidelli_2009-21] Jump up to: ^а ^б Морбиделли, А.; Брассер, Р.; Цыганис, К.; Гомес, Р.; Левисон, HF (2009). «Построение светской архитектуры Солнечной системы I. Планеты-гиганты» . Астрономия и астрофизика . 507 (2): 1041–1052. arXiv : 0909.1886 . Бибкод : 2009A&A...507.1041M . дои : 10.1051/0004-6361/200912876 . S2CID 118103907 .

[Nesvorny_2018-22] Jump up to: ^а ^б ^с ^д Несворный, Дэвид (2018). «Динамическая эволюция ранней Солнечной системы». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 56 : 137–174. arXiv : 1807.06647 . Бибкод : 2018ARA&A..56..137N . doi : 10.1146/annurev-astro-081817-052028 . S2CID 119484219 .

[Agnor_2012-23] Jump up to: ^а ^б ^с Агнор, Крейг Б.; Лин, Национальный комитет Демократической партии (2012). «О миграции Юпитера и Сатурна: ограничения линейных моделей векового резонансного взаимодействия с планетами земной группы». Астрофизический журнал . 745 (2): 143. arXiv : 1110.5042 . Бибкод : 2012ApJ...745..143A . дои : 10.1088/0004-637X/745/2/143 . S2CID 119232074 .

[Walsh_Morbidelli_2011-24] Jump up to: ^а ^б Уолш, К.Дж.; Морбиделли, А. (2011). «Влияние ранней миграции планет-гигантов, вызванной планетезималями, на формирование планет земной группы». Астрономия и астрофизика . 526 : А126. arXiv : 1101.3776 . Бибкод : 2011A&A...526A.126W . дои : 10.1051/0004-6361/201015277 . S2CID 59497167 .

[Toliou_etal_2016-25] Jump up to: ^а ^б Толиу, А.; Морбиделли, А.; Цыганис, К. (2016). «Масштаб и время нестабильности планеты-гиганта: переоценка с точки зрения пояса астероидов». Астрономия и астрофизика . 592 (72): А72. arXiv : 1606.04330 . Бибкод : 2016A&A...592A..72T . дои : 10.1051/0004-6361/201628658 . S2CID 59933531 .

[Roig_Nesvorny_2015-26] Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и Ройг, Фернандо; Несворный, Давид (2015). «Эволюция астероидов в модели миграции прыгающего Юпитера». Астрономический журнал . 150 (6): 186. arXiv : 1509.06105 . Бибкод : 2015AJ....150..186R . дои : 10.1088/0004-6256/150/6/186 . S2CID 118355522 .

[Tsiganis_2005-27] Цыганис, К.; Гомес, Р.; Морбиделли, А.; Левисон, Х.Ф. (2005). «Происхождение орбитальной архитектуры планет-гигантов Солнечной системы». Природа . 435 (7041): 459–461. Бибкод : 2005Natur.435..459T . дои : 10.1038/nature03539 . ПМИД 15917800 . S2CID 4430973 .

[Batygin_2012-28] Jump up to: ^а ^б ^с Батыгин Константин; Браун, Майкл Э.; Беттс, Хайден (2012). «Модель динамической эволюции изначально пятипланетной внешней солнечной системы, обусловленная нестабильностью». Письма астрофизического журнала . 744 (1): Л3. arXiv : 1111.3682 . Бибкод : 2012ApJ...744L...3B . дои : 10.1088/2041-8205/744/1/L3 . S2CID 9169162 .

[Stuart_2011-29] Стюарт, Колин (21 ноября 2011 г.). «Была ли гигантская планета выброшена из нашей Солнечной системы?» . Мир физики . Проверено 16 января 2014 г.

[Batygin_etal_2011-30] Jump up to: ^а ^б Батыгин Константин; Браун, Майкл Э.; Фрейзер, Уэсли К. (2011). «Сохранение изначального холодного классического пояса Койпера в модели формирования Солнечной системы, обусловленной нестабильностью». Астрофизический журнал . 738 (1): 13. arXiv : 1106.0937 . Бибкод : 2011ApJ...738...13B . дои : 10.1088/0004-637X/738/1/13 . S2CID 1047871 .

[Deienno_etal_2017-31] Jump up to: ^а ^б Дейенно, Рожерио; Морбиделли, Алессандро; Гомес, Родни С.; Несворный, Дэвид (2017). «Ограничение первоначальной конфигурации планет-гигантов с учетом их эволюции: последствия для определения времени планетарной нестабильности» . Астрономический журнал . 153 (4): 153. arXiv : 1702.02094 . Бибкод : 2017AJ....153..153D . дои : 10.3847/1538-3881/aa5eaa . S2CID 119246345 .

[Marchi_etal_2012-32] Марки, Симона; Боттке, Уильям Ф.; Кринг, Дэвид А.; Морбиделли, Алессандро (2012). «Начало лунного катаклизма, зафиксированное в населении древних кратеров». Письма о Земле и планетологии . 325 : 27–38. Бибкод : 2012E&PSL.325...27M . дои : 10.1016/j.epsl.2012.01.021 .

[Marchi_etal_2013-33] Марчи, С.; Боттке, ВФ; Коэн, бакалавр; Вюннеманн, К.; Кринг, Д.А.; Максуин, штат Хайю; де Санктис, MC; О'Брайен, ДП; Шенк, П.; Раймонд, Калифорния; Рассел, Коннектикут (2013). «Высокоскоростные столкновения в результате лунного катаклизма, зафиксированные в астероидных метеоритах». Природа Геонауки . 6 (1): 303–307. Бибкод : 2013NatGe...6..303M . дои : 10.1038/ngeo1769 . S2CID 32487174 .

[Gomes_2005-34] Jump up to: ^а ^б Гомес, Р.; Левисон, ХФ; Цыганис, К.; Морбиделли, А. (2005). «Происхождение катастрофического периода поздней тяжелой бомбардировки планет земной группы» . Природа . 435 (7041): 466–469. Бибкод : 2005Natur.435..466G . дои : 10.1038/nature03676 . ПМИД 15917802 .

[Rickman_2017-35] Jump up to: ^а ^б Рикман, Х.; Вишневск, Т.; Габришевский Р.; Ваджер, П.; Войчиковск, К.; Шутович, С.; Вальсекки, Великобритания; Морбиделли, А. (2017). «Скорость ударов комет о Луну и планеты во время последней тяжелой бомбардировки» . Астрономия и астрофизика . 598 : А67. Бибкод : 2017A&A...598A..67R . дои : 10.1051/0004-6361/201629376 .

[Grae_Jorgensen_etal_2009-36] Гроэ Йоргенсен, Уффе; Аппель, Питер ВУ; Хацукава, Юичи; Свободен, Роберт; Осима, Масуми; Тох, Джошуа; Кимура, Ацуши (2009). «Система Земля-Луна в конце периода тяжелых бомбардировок - геохимическая поддержка ударов, в которых доминировали кометы». Икар 204 (2): 368–380. arXiv : 0907.4104 . Бибкод : 2009Icar..204..368G . CiteSeerX 10.1.1.312.7222 . дои : 10.1016/j.icarus.2009.07.015 . S2CID 7835473 .

[Kring_Cohen_2002-37] Кринг, Дэвид А.; Коэн, Барбара А. (2002). «Катаклизмическая бомбардировка внутренней части Солнечной системы 3,9–4,0 млрд лет назад» . Журнал геофизических исследований: Планеты . 107 (Е2): 4-1–4-6. Бибкод : 2002JGRE..107.5009K . дои : 10.1029/2001JE001529 . S2CID 36853736 .

[Joy_etal_2012-38] Джой, Кэтрин Х .; Золенский, Михаил Евгеньевич; Нагасима, Кадзухидэ; Хасс, Гэри Р.; Росс, Д. Кент; Маккей, Дэвид С.; Кринг, Дэвид А. (2012). «Прямое обнаружение реликтов снарядов конца эпохи формирования лунного бассейна». Наука . 336 (6087): 1426–9. Бибкод : 2012Sci...336.1426J . дои : 10.1126/science.1219633 . ПМИД 22604725 . S2CID 206540300 .

[Strom_etal_2005-39] Стром, Роберт Г.; Малхотра, Рену; Ито, Такаши; Ёсида, Фуми; Кринг, Дэвид А. (2005). «Происхождение планетарных ударников во внутренней Солнечной системе». Наука . 309 (5742): 1847–1850. arXiv : astro-ph/0510200 . Бибкод : 2005Sci...309.1847S . CiteSeerX 10.1.1.317.2438 . дои : 10.1126/science.1113544 . ПМИД 16166515 . S2CID 18754854 .

[Bottke_2012_Supplement-40] Боттке, Уильям Ф.; Вокруглицкий, Давид; Минтон, Дэвид; Несворный, Давид; Морбиделли, Алессандро; Брассер, Рамон; Симонсон, Брюс; Левисон, Гарольд Ф. (2012). «Архейская тяжелая бомбардировка дестабилизированного продолжения пояса астероидов: дополнительная информация» (PDF) . Природа . 485 (7396): 78–81. Бибкод : 2012Natur.485...78B . дои : 10.1038/nature10967 . ПМИД 22535245 . S2CID 4423331 .

[Minton_2015-41] Минтон, Дэвид А.; Ричардсон, Джеймс Э.; Фассет, Калеб И. (2015). «Повторное исследование главного пояса астероидов как основного источника древних лунных кратеров». Икар . 247 : 172–190. arXiv : 1408.5304 . Бибкод : 2015Icar..247..172M . дои : 10.1016/j.icarus.2014.10.018 . S2CID 55230320 .

[Bottke_etal_2015-42] Боттке, ВФ; Марчи, С.; Вокруглицкий Д.; Роббинс, С.; Хайнек, Б.; Морбиделли, А. (2015). «Новый взгляд на позднюю тяжелую бомбардировку Марса» (PDF) . Конференция по науке о Луне и планетах (1832 г.). 46-я конференция по науке о Луне и планетах: 1484. Бибкод : 2015LPI....46.1484B .

[Johnson_etal_2016-43] Джонсон, Брэндон С.; Коллинз, Гарат С.; Минтон, Дэвид А.; Боулинг, Тимоти Дж.; Саймонсон, Брюс М.; Зубер, Мария Т. (2016). «Слои сферул, законы масштабирования кратеров и популяция древних земных ударников». Икар . 271 : 350–359. Бибкод : 2016Icar..271..350J . дои : 10.1016/j.icarus.2016.02.023 . hdl : 10044/1/29965 .

[Nesvorny_2016-44] Несворни, Дэвид; Ройг, Фернандо; Боттке, Уильям Ф. (2016). «Моделирование исторического потока планетарных ударников» . Астрономический журнал . 153 (3): 103. arXiv : 1612.08771 . Бибкод : 2017AJ....153..103N . дои : 10.3847/1538-3881/153/3/103 . S2CID 119028988 .

[Bottke_etal_2016-45] Боттке, ВФ; Вокруглицкий Д.; Гент, Б.; Мазруи, С.; Роббинс, С.; Марчи, С. (2016). «О воздействиях астероидов, законах масштабирования кратеров и предлагаемом более молодом возрасте поверхности Венеры» (PDF) . Конференция по науке о Луне и планетах (1903 г.). 47-я конференция по науке о Луне и планетах: 2036. Бибкод : 2016LPI....47.2036B .

[Bottke_etal_2017-46] Боттке, ВФ; Несворный, Д.; Ройг, Ф.; Марчи, С.; Вокруглицкий, Д. «Свидетельства о двух группах населения, повлиявших на раннюю бомбардировку Марса и Луны» (PDF) . 48-я конференция по наукам о Луне и планетах.

[Clement_etal_2018b-47] Jump up to: ^а ^б Клемент, Мэтью С.; Раймонд, Шон Н.; Каиб, Натан А. (2019). «Возбуждение и истощение пояса астероидов в сценарии ранней нестабильности» . Астрономический журнал . 157 (1): 38. arXiv : 1811.07916 . Бибкод : 2019AJ....157...38C . дои : 10.3847/1538-3881/aaf21e . S2CID 119495020 .

[Roig_etal_2016-48] Ройг, Фернандо; Несворный, Давид; ДеСуза, Сандро Ришардо (2016). «Прыгающий Юпитер может объяснить орбиту Меркурия» . Астрофизический журнал . 820 (2): Л30. arXiv : 1603.02502 . Бибкод : 2016ApJ...820L..30R . дои : 10.3847/2041-8205/820/2/L30 . S2CID 119198300 .

[Deienno_etal_2016-49] Дейенно, Рожерио; Гомес, Родни С.; Уолш, Кевин Дж.; Морбиделли, Аллесандро; Несворный, Давид (2016). «Совместима ли модель Grand Tack с орбитальным распределением астероидов главного пояса?». Икар . 272 (114): 114–124. arXiv : 1701.02775 . Бибкод : 2016Icar..272..114D . дои : 10.1016/j.icarus.2016.02.043 . S2CID 119054790 .

[O'Brien_2007-50] О'Брайен, Дэвид П.; Морбиделли, Алессандро; Боттке, Уильям Ф. (2007). «Первоначальное возбуждение и очистка пояса астероидов — еще раз». Икар . 191 (2): 434–452. Бибкод : 2007Icar..191..434O . дои : 10.1016/j.icarus.2007.05.005 .

[Raymond_Izidoro_2017a-51] Раймонд, Шон Н.; Изидоро, Андре (2017). «Происхождение воды во внутренней части Солнечной системы: планетезимали, разбросанные внутрь во время быстрой газовой аккреции Юпитера и Сатурна». Икар . 297 (2017): 134–148. arXiv : 1707.01234 . Бибкод : 2017Icar..297..134R . дои : 10.1016/j.icarus.2017.06.030 . S2CID 119031134 .

[Raymond_Izidoro_2017-52] Раймонд, Шон Н.; Изидоро, Андре (2017). «Пустой первозданный пояс астероидов» . Достижения науки . 3 (9): e1701138. arXiv : 1709.04242 . Бибкод : 2017SciA....3E1138R . дои : 10.1126/sciadv.1701138 . ПМЦ 5597311 . ПМИД 28924609 .

[Izidoro_etal_2016-53] Jump up to: ^а ^б Изидоро, Андре; Раймонд, Шон Н.; Пиренс, Арно; Морбиделли, Алессандро; Зима, Отон К.; Несворный, Дэвид (2016). «Пояс астероидов как реликт хаотической ранней Солнечной системы» . Письма астрофизического журнала . 833 (1): 40. arXiv : 1609.04970 . Бибкод : 2016ApJ...833...40I . дои : 10.3847/1538-4357/833/1/40 . S2CID 118486946 .

[Deienno_etal_2018-54] Дейенно, Рожерио; Изидоро, Андре; Морбиделли, Алессандро; Гомес, Родни С.; Несворни, Дэвид; Раймонд, Шон Н. (2018). «Возбуждение первичного холодного пояса астероидов как следствие планетарной нестабильности» . Астрофизический журнал . 864 (1): 50. arXiv : 1808.00609 . Бибкод : 2018ApJ...864...50D . дои : 10.3847/1538-4357/aad55d . S2CID 118947612 .

[Brasil_etal_2016-55] Бразилия, СОИ; Ройг, Ф.; Несворный, Д.; Карруба, В.; Альжбаае, С.; Хуаман, Мэн (2016). «Динамическое расселение первородных семейств астероидов» . Икар . 266 : 142–151. Бибкод : 2016Icar..266..142B . дои : 10.1016/j.icarus.2015.11.015 .

[Brasil_etal_2017-56] Бразилия, Педро; Ройг, Фернандо; Несворный, Давид; Карруба, Валерио (2017). «Рассеяние астероидов V-типа во время нестабильности планет-гигантов: шаг для Юпитера, скачок для базальта» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 468 (1): 1236–1244. arXiv : 1703.00474 . Бибкод : 2017MNRAS.468.1236B . дои : 10.1093/mnras/stx529 .

[Bolin_etal_2017-57] Болин, Брайс Т.; Дельбо, Марко; Морбиделли, Алессандро; Уолш, Кевин Дж. (2017). «Ярковская V-образная идентификация семейств астероидов». Икар . 282 : 290–312. arXiv : 1609.06384 . Бибкод : 2017Icar..282..290B . дои : 10.1016/j.icarus.2016.09.029 . S2CID 119107800 .

[Delbo_etal-58] Дельбо, Марко; Уолш, Кевин; Болин, Брайс; Авделлиду, Криса; Морбиделли, Алессандро (2017). «Идентификация первичного семейства астероидов ограничивает первоначальную популяцию планетезималей» . Наука . 357 (6355): 1026–1029. Бибкод : 2017Sci...357.1026D . дои : 10.1126/science.aam6036 . ПМИД 28775212 .

[Broz_2011-59] Брож, М.; Вокруглицкий, Д.; Морбиделли, А.; Несворный, Д.; Боттке, ВФ (2011). «Семья Хильда образовалась во время последней сильной бомбардировки?» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 414 (3): 2716–2727. arXiv : 1109.1114 . Бибкод : 2011MNRAS.414.2716B . дои : 10.1111/j.1365-2966.2011.18587.x . S2CID 85454088 .

[Levison_etal_2009-60] Левисон, Гарольд Ф; Боттке, Уильям Ф.; Гунель, Матье; Морбиделли, Алессандро; Несворный, Давид; Циганис, Клеоменис (2009). «Загрязнение пояса астероидов первичными транснептуновыми объектами». Природа . 460 (7253): 364–366. Бибкод : 2009Natur.460..364L . дои : 10.1038/nature08094 . ПМИД 19606143 . S2CID 4405257 .

[Vokrouhlicky_etal_2016-61] Jump up to: ^а ^б Вокруглицкий, Давид; Боттке, Уильям Ф.; Несворный, Давид (2016). «Захват транснептуновых планетезималей в Главном поясе астероидов» . Астрономический журнал . 152 (2): 39. Бибкод : 2016AJ....152...39В . дои : 10.3847/0004-6256/152/2/39 .

[Chrenko_2015-62] Хренко О.; Брож, М.; Несворный, Д.; Цыганис, К.; Скулиду, ДК (2015). «Происхождение долгоживущих астероидов в резонансе среднего движения 2: 1 с Юпитером» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 451 (3): 2399–2416. arXiv : 1505.04329 . Бибкод : 2015MNRAS.451.2399C . дои : 10.1093/mnras/stv1109 .

[Morbidelli_2005-63] Морбиделли, А.; Левисон, ХФ; Цыганис, К.; Гомес, Р. (2005). «Хаотический захват троянских астероидов Юпитера в ранней Солнечной системе». Природа . 435 (7041): 462–465. Бибкод : 2005Natur.435..462M . дои : 10.1038/nature03540 . ПМИД 15917801 . S2CID 4373366 .

[Morbidelli_Nesvorny_2019-64] Морбиделли, Алессандро; Несворный, Дэвид (2019). «Пояс Койпера: формирование и эволюция». Транснептуновая Солнечная система . стр. 25–59. arXiv : 1904.02980 . дои : 10.1016/B978-0-12-816490-7.00002-3 . ISBN 9780128164907 . S2CID 102351398 .

[Parker_2015-65] Паркер, Алекс Х. (2015). «Внутреннее троянское распределение Нептуна по орбите: последствия для первичного диска и миграции планет». Икар . 247 : 112–125. arXiv : 1409.6735 . Бибкод : 2015Icar..247..112P . дои : 10.1016/j.icarus.2014.09.043 . S2CID 119203006 .

[Gomes_Nesvorny_2016-66] Гомес, Р.; Несворный, Д. (2016). «Троянское образование Нептуна в период планетарной нестабильности и миграции» . Астрономия и астрофизика . 592 : А146. Бибкод : 2016A&A...592A.146G . дои : 10.1051/0004-6361/201527757 .

[Nesvorny_2007-67] Несворный, Давид; Вокруглицкий, Давид; Морбиделли, Алессандро (2007). «Захват нестандартных спутников во время планетарных встреч» . Астрономический журнал . 133 (5): 1962–1976. Бибкод : 2007AJ....133.1962N . дои : 10.1086/512850 .

[Botttke_etal_2010-68] Боттке, Уильям Ф.; Несворный, Давид; Вокруглицкий, Давид; Морбиделли, Алессандро (2010). «Неправильные спутники: наиболее эволюционировавшие в результате столкновений популяции в Солнечной системе». Астрономический журнал . 139 (3): 994–1014. Бибкод : 2010AJ....139..994B . CiteSeerX 10.1.1.693.4810 . дои : 10.1088/0004-6256/139/3/994 . S2CID 54075311 .

[Brown_Rhoden_2014-69] Браун, Мэн; Роден, Арканзас (2014). «Спектр 3 мкм нерегулярного спутника Юпитера Гималия». Письма астрофизического журнала . 793 (2): Л44. arXiv : 1409.1261 . Бибкод : 2014ApJ...793L..44B . дои : 10.1088/2041-8205/793/2/L44 . S2CID 16517429 .

[Jewitt_2007-70] Джуитт, Дэвид; Хагигипур, Надер (2007). «Неправильные спутники планет: продукты захвата в ранней Солнечной системе». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 45 (1): 261–295. arXiv : astro-ph/0703059 . Бибкод : 2007ARA&A..45..261J . дои : 10.1146/annurev.astro.44.051905.092459 . S2CID 13282788 .

[Deienno_2014-71] Jump up to: ^а ^б Дейенно, Рожерио; Несворный, Давид; Вокруглицкий, Давид; Ёкояма, Тадаси (2014). «Орбитальные возмущения галилеевых спутников во время встреч с планетами». Астрономический журнал . 148 (2): 25. arXiv : 1405.1880 . Бибкод : 2014AJ....148...25D . дои : 10.1088/0004-6256/148/2/25 . S2CID 54190986 .

[Nesvorny_2014-72] Jump up to: ^а ^б Несворный, Давид; Вокруглицкий, Давид; Дейенно, Рожерио; Уолш, Кевин Дж. (2014). «Возбуждение наклона орбиты Япета во время встреч с планетами». Астрономический журнал . 148 (3): 52. arXiv : 1406.3600 . Бибкод : 2014AJ....148...52N . дои : 10.1088/0004-6256/148/3/52 . S2CID 54081553 .

[Cloutier_etal_2015-73] Клотье, Райан; Тамайо, Дэниел; Валенсия, Диана (2015). «Могли ли Юпитер или Сатурн выбросить пятую планету-гигант?». Астрофизический журнал . 813 (1): 8. arXiv : 1509.05397 . Бибкод : 2015ApJ...813....8C . дои : 10.1088/0004-637X/813/1/8 . S2CID 118551487 .

[Deienno_etal_2011-74] Jump up to: ^а ^б Дейенно, Р.; Ёкояма, Т.; Ногейра, ЕС; Каллегари, Н.; Сантос, Монтана (2011). «Влияние планетарной миграции на некоторые первичные спутники внешних планет. I. Случай Урана» . Астрономия и астрофизика . 536 : А57. Бибкод : 2011A&A...536A..57D . дои : 10.1051/0004-6361/201014862 . hdl : 11449/42425 .

[Nimmo_Korycansky_2012-75] Ниммо, Ф.; Корычанский, Д.Г. (2012). «Потеря льда на внешних спутниках Солнечной системы в результате удара: последствия поздней тяжелой бомбардировки». Икар . 219 (1): 508–510. Бибкод : 2012Icar..219..508N . дои : 10.1016/j.icarus.2012.01.016 .

[Dones_Levison_2013-76] Донс, Л.; Левисон, Х.Л. (2013). «Уровень воздействия на спутники гигантских планет во время поздней тяжелой бомбардировки» (PDF) . Конференция по науке о Луне и планетах (1719 г.). 44-я конференция по науке о Луне и планетах (2013 г.): 2772. Бибкод : 2013LPI....44.2772D .

[Rivera-Valentin_etal_2014-77] Ривера-Валентен, Е.Г.; Барр, AC; Лопес Гарсия, EJ; Кирхофф, MR; Шенк, премьер-министр (2014). «Ограничения на массу планетезимального диска по данным кратеров и экваториального хребта на Япете». Астрофизический журнал . 792 (2): 127. arXiv : 1406.6919 . Бибкод : 2014ApJ...792..127R . дои : 10.1088/0004-637X/792/2/127 . S2CID 119098410 .

[Movshovitz_etal_2015-78] Мовшовиц, Н.; Ниммо, Ф.; Корычанский, Д.Г.; Асфауг, Э.; Оуэн, Дж. М. (2015). «Разрушение и повторная аккреция лун среднего размера во время поздней тяжелой бомбардировки внешней солнечной системы» (PDF) . Письма о геофизических исследованиях . 42 (2): 256–263. Бибкод : 2015GeoRL..42..256M . дои : 10.1002/2014GL062133 .

[Crida_Charnoz_2012-79] Крида, А.; Чарноз, С. (2012). «Формирование регулярных спутников из древних массивных колец Солнечной системы». Наука . 338 (6111): 1196–1199. arXiv : 1301.3808 . Бибкод : 2012Sci...338.1196C . дои : 10.1126/science.1226477 . ПМИД 23197530 . S2CID 206543354 .

[Cuk_etal_2016-80] Чук, Матия; Готово, Люк; Несворный, Давид (2016). «Динамические доказательства позднего формирования спутников Сатурна» . Астрофизический журнал . 820 (2): 97. arXiv : 1603.07071 . Бибкод : 2016ApJ...820...97C . дои : 10.3847/0004-637X/820/2/97 . S2CID 118604203 .

[Vokrouhlicky_Nesvorny_2015-81] Вокруглицкий, Давид; Несворный, Давид (2015). «Наклон Юпитера (немного) и Сатурна (сильно) во время планетарной миграции». Астрофизический журнал . 806 (1): 143. arXiv : 1505.02938 . Бибкод : 2015ApJ...806..143В . дои : 10.1088/0004-637X/806/1/143 . S2CID 54082832 .

[Brasser_Lee_2015-82] Брассер, Р.; Ли, Ман Хой (2015). «Наклон Сатурна без наклона Юпитера: ограничения миграции гигантских планет». Астрономический журнал . 150 (5): 157. arXiv : 1509.06834 . Бибкод : 2015AJ....150..157B . дои : 10.1088/0004-6256/150/5/157 . S2CID 118392951 .

[Gomes_2003-83] Гомес, Родни (2003). «Происхождение высоконаклонного населения пояса Койпера». Икар . 161 (2): 404–418. Бибкод : 2003Icar..161..404G . дои : 10.1016/s0019-1035(02)00056-8 .

[Brasil_etal_2014-84] Бразилия, ПИО; Несворный, Д.; Гомес, РС (2014). «Динамическая имплантация объектов пояса Койпера» . Астрономический журнал . 148 (3): 56. Бибкод : 2014AJ....148...56B . дои : 10.1088/0004-6256/148/3/56 .

[Nesvorny_Vokroulicky_2016-85] Jump up to: ^а ^б ^с Несворный, Давид; Вокруглицкий, Давид (2016). «Орбитальная миграция Нептуна была зернистой, а не плавной» . Астрофизический журнал . 825 (2): 94. arXiv : 1602.06988 . Бибкод : 2016ApJ...825...94N . дои : 10.3847/0004-637X/825/2/94 . S2CID 119257993 .

[Nesvorny_2015-a-86] Jump up to: ^а ^б Несворный, Давид (2015). «Доказательства медленной миграции Нептуна по распределению наклонов объектов пояса Койпера». Астрономический журнал . 150 (3): 73. arXiv : 1504.06021 . Бибкод : 2015AJ....150...73N . дои : 10.1088/0004-6256/150/3/73 . S2CID 119185190 .

[Dawson_Murray-Clay_2012-87] Jump up to: ^а ^б Доусон, Ребекка И.; Мюррей-Клей, Рут (2012). «Безумные дни Нептуна: ограничения, связанные с распределением эксцентриситета классического пояса Койпера». Астрофизический журнал . 750 (1): 43. arXiv : 1202.6060 . Бибкод : 2012ApJ...750...43D . дои : 10.1088/0004-637X/750/1/43 . S2CID 118373637 .

[Volk_Malhotra_2017-88] Волк, Кэтрин; Малхотра, Рену (2019). «Непростая связь между скоростью миграции Нептуна и возбуждением наклона пояса Койпера» . Астрономический журнал . 158 (2): 64. arXiv : 1906.00023 . Бибкод : 2019DDA....5020105V . дои : 10.3847/1538-3881/ab2639 . ПМК 6800674 . ПМИД 31631895 .

[Nesvorny_2015-b-89] Jump up to: ^а ^б ^с Несворный, Давид (2015). «Прыгающий Нептун может объяснить ядро пояса Койпера». Астрономический журнал . 150 (3): 68. arXiv : 1506.06019 . Бибкод : 2015AJ....150...68N . дои : 10.1088/0004-6256/150/3/68 . S2CID 117738539 .

[Pike_etal_2017-90] Jump up to: ^а ^б Пайк, RE; Лоулер, С.; Брассер, Р.; Шенкман, CJ; Александерсен, М.; Кавелаарс, Джей Джей (2017). «Структура далекого пояса Койпера в сценарии хорошей модели» . Астрономический журнал . 153 (3): 127. arXiv : 1701.07041 . Бибкод : 2017AJ....153..127P . дои : 10.3847/1538-3881/aa5be9 . S2CID 119088281 .

[Shannon_Dawson_2018-91] Шеннон, Эндрю; Доусон, Ребекка И. (2018). «Ограничения на количество первичных объектов Рассеянного Диска с массой Плутона и выше из-за отсутствия их динамических признаков в современных транснептуновых популяциях» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 480 (2): 1870. arXiv : 1807.03371 . Бибкод : 2018MNRAS.480.1870S . дои : 10.1093/mnras/sty1930 .

[Petit_2011-92] Пети, Ж.-М.; Гладман, Б.; Кавелаарс, Джей Джей; Джонс, РЛ; Паркер, Дж. (2011). «Реальность и происхождение ядра классического пояса Койпера» (PDF) . Совместное заседание EPSC-DPS (2–7 октября 2011 г.).

[Levison_Morbidelli_2003-93] Левисон, Гарольд Ф.; Морбиделли, Алессандро (2003). «Формирование пояса Койпера в результате переноса тел во время миграции Нептуна». Природа . 426 (6965): 419–421. Бибкод : 2003Natur.426..419L . дои : 10.1038/nature02120 . ПМИД 14647375 . S2CID 4395099 .

[Fraser_etal_2017-94] Фрейзер, Уэсли, К; и др. (2017). «Все планетезимали, родившиеся вблизи пояса Койпера, сформировались как двойные». Природная астрономия . 1 (4): 0088. arXiv : 1705.00683 . Бибкод : 2017NatAs...1E..88F . дои : 10.1038/s41550-017-0088 . S2CID 118924314 . {{cite journal}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )

[Gomes_etal_2018-95] Гомес, Родни; Несворный, Давид; Морбиделли, Алессандро; Дейенно, Рожерио; Ногейра, Эрика (2018). «Проверка совместимости холодного пояса Койпера с моделью миграции планетарной нестабильности». Икар . 306 : 319–327. arXiv : 1710.05178 . Бибкод : 2018Icar..306..319G . дои : 10.1016/j.icarus.2017.10.018 . S2CID 119088338 .

[Wolff_etal_2012-96] Вольф, Шайлер; Доусон, Ребекка И.; Мюррей-Клей, Рут А. (2012). «Нептун на цыпочках: динамические истории, сохраняющие холодный классический пояс Койпера». Астрофизический журнал . 746 (2): 171. arXiv : 1112.1954 . Бибкод : 2012ApJ...746..171W . дои : 10.1088/0004-637X/746/2/171 . S2CID 119233820 .

[Gomes_etal_2017-97] Jump up to: ^а ^б Гомес, Родни; Несворни, Дэвид; Морбиделли, Алессандро; Дейенно, Рожерио; Ногейра, Эрика (2017). «Проверка совместимости холодного пояса Койпера с моделью миграции планетарной нестабильности». Икар . 306 : 319–327. arXiv : 1710.05178 . Бибкод : 2018Icar..306..319G . дои : 10.1016/j.icarus.2017.10.018 . S2CID 119088338 .

[Batygin_etal_2016-98] Батыгин Константин; Браун, Майкл Э.; Фрейзер, Уэсли (2011). «Сохранение изначального холодного классического пояса Койпера в модели формирования Солнечной системы, обусловленной нестабильностью». Астрофизический журнал . 738 (1): 13. arXiv : 1106.0937 . Бибкод : 2011ApJ...738...13B . дои : 10.1088/0004-637X/738/1/13 . S2CID 1047871 .

[Ribeiro_de_Sousa_etal_2018-99] Рибейру де Соуза, Рафаэль; Гомес, Родни; Морбиделли, Алессандро; Виейра Нето, Эрнесто (2018). «Динамические эффекты на классический пояс Койпера в модели возбужденного Нептуна». Икар . 334 : 89–98. arXiv : 1808.02146 . Бибкод : 2019Icar..334...89R . дои : 10.1016/j.icarus.2018.08.008 . S2CID 119106601 .

[Morbidelli_etal_2014-100] Морбиделли, А.; Гаспар, HS; Несворный, Д. (2014). «Происхождение своеобразного распределения эксцентриситета внутреннего холодного пояса Койпера». Икар . 232 : 81–87. arXiv : 1312.7536 . Бибкод : 2014Icar..232...81M . дои : 10.1016/j.icarus.2013.12.023 . S2CID 119185365 .

[Kaib_Sheppard_2016-101] Каиб, Натан А.; Шеппард, Скотт С. (2016). «Отслеживание истории миграции Нептуна через резонансные транснептуновые объекты в высоком перигелии» . Астрономический журнал . 152 (5): 133. arXiv : 1607.01777 . Бибкод : 2016AJ....152..133K . дои : 10.3847/0004-6256/152/5/133 . S2CID 118622561 .

[Nesvorny_etal_2016-102] Jump up to: ^а ^б Несворный, Давид; Вокруглицкий, Давид; Ройг, Фернандо (2016). «Орбитальное распределение транснептуновых объектов за пределами 50 а.е.» . Письма астрофизического журнала . 827 (2): L35. arXiv : 1607.08279 . Бибкод : 2016ApJ...827L..35N . дои : 10.3847/2041-8205/827/2/L35 . S2CID 118634004 .

[Pike_Lawler_2017-103] Пайк, РА; Лоулер, С.М. (2017). «Детали резонансных структур в поясе Койпера хорошей модели: прогнозы для обнаружения TNO в высоком перигелии» . Астрономический журнал . 154 (4): 171. arXiv : 1709.03699 . Бибкод : 2017AJ....154..171P . дои : 10.3847/1538-3881/aa8b65 . S2CID 119469102 .

[Lawler_etal_2018-104] Лоулер, С.М.; и др. (2018). «OSSOS: XIII. Ископаемые резонансные выпадения подразумевают, что миграция Нептуна была зернистой и медленной» . Астрономический журнал . 157 : 253. arXiv : 1808.02618 . дои : 10.3847/1538-3881/ab1c4c . S2CID 119096757 .

[Nesvorny_etal_2017-105] Jump up to: ^а ^б ^с ^д Несворный, Д.; Вокруглицкий Д.; Донс, Л.; Левисон, ХФ; Каиб, Н.; Морбиделли, А. (2017). «Происхождение и эволюция короткопериодических комет» . Астрофизический журнал . 845 (1): 27. arXiv : 1706.07447 . Бибкод : 2017ApJ...845...27N . дои : 10.3847/1538-4357/aa7cf6 . S2CID 119399322 .

[Saillenfest_etal_2017-106] Сайленфест, Мелейн; Фушар, Марк; Томмей, Джакомо; Вальсекки, Джованни Б. (2017). «Изучение и применение резонансной вековой динамики за пределами Нептуна». Небесная механика и динамическая астрономия . 127 (4): 477–504. arXiv : 1611.04480 . Бибкод : 2017CeMDA.127..477S . дои : 10.1007/s10569-016-9735-7 . S2CID 118995962 .

[Gallardo_2012-107] Галлардо, Табаре; Хью, Гастон; Страна, Пол (2012). «Обзор динамики Козаи за пределами Нептуна». Икар 220 (2): 392–403. arXiv : 1205.4935 . Бибкод : 2012Icar..220..392G . CiteSeerX 10.1.1.759.2012 . дои : 10.1016/j.icarus.2012.05.025 . S2CID 119087700 .

[Levison_etal_2010-108] Левисон, Гарольд Ф.; Дункан, Мартин Дж.; Брассер, Рамон; Кауфманн, Дэвид Э. (2010). «Снимок солнечного облака Оорта со звезд в его скоплении» . Наука . 329 (5988): 187–190. Бибкод : 2010Sci...329..187L . дои : 10.1126/science.1187535 . ПМИД 20538912 . S2CID 23671821 .

[Brasser_2007-109] Брассер, Р.; Дункан, MJ; Левисон, Х.Ф. (2007). «Встроенные звездные скопления и образование облака Оорта. II. Эффект первичной солнечной туманности». Икар . 191 (2): 413–433. Бибкод : 2007Icar..191..413B . дои : 10.1016/j.icarus.2007.05.003 .

[Fernandez_1997-110] Фернандес, Хулио А. (1997). «Формирование облака Оорта и примитивная галактическая среда». Икар . 129 (1): 106–119. Бибкод : 1997Icar..129..106F . дои : 10.1006/icar.1997.5754 . S2CID 11224824 .

[ 1 ]

[ 2 ]

[ 3 ]

[ 4 ]

[ 5 ]

[ 6 ]

[ 7 ]

[ 8 ]

[ 9 ]

[ 10 ]

[ 11 ]

[ 12 ]

[ 13 ]

[ 14 ]

[ 15 ]

[ 16 ]

[ 17 ]

[ 18 ]

[ 19 ]

[ 20 ]

[ 21 ]

[ 22 ]

[ 23 ]

[ 24 ]

[ 25 ]

[ 26 ]

[ 27 ]

[ 28 ]

[ 29 ]

[ 30 ]

[ 31 ]

[ 32 ]

[ 33 ]

[ 34 ]

[ 35 ]

[ 36 ]

[ 37 ]

[ 38 ]

[ 39 ]

[ 40 ]

[ 41 ]

[ 42 ]

[ 43 ]

[ 44 ]

[ 45 ]

[ 46 ]

[ 47 ]

[ 48 ]

[ 49 ]

[ 50 ]

[ 51 ]

[ 52 ]

[ 53 ]

[ 54 ]

[ 55 ]

[ 56 ]

[ 57 ]

[ 58 ]

[ 59 ]

[ 60 ]

[ 61 ]

[ 62 ]

[ 63 ]

[ 64 ]

[ 65 ]

[ 66 ]

[ 67 ]

[ 68 ]

[ 69 ]

[ 70 ]

[ 71 ]

[ 72 ]

[ 73 ]

[ 74 ]

[ 75 ]

[ 76 ]

[ 77 ]

[ 78 ]

[ 79 ]

[ 80 ]

[ 81 ]

[ 82 ]

[ 83 ]

[ 84 ]

[ 85 ]

[ 86 ]

[ 87 ]

[ 88 ]

[ 89 ]

[ 90 ]

[ 91 ]

[ 92 ]

[ 93 ]

[ 94 ]

[ 95 ]

[ 96 ]

[ 97 ]

[ 98 ]

[ 99 ]

[ 100 ]