Хорошая 2 модель
Модель Ниццы 2 — это модель ранней эволюции Солнечной системы . Модель Ниццы 2 напоминает исходную модель Ниццы в том, что поздняя нестабильность внешней Солнечной системы приводит к гравитационным столкновениям между планетами, разрушению внешнего планетезимального диска и миграции внешних планет на новые орбиты. Однако модель Ниццы 2 отличается начальными условиями и механизмом запуска поздней неустойчивости. Эти изменения отражают анализ орбитальной эволюции внешней Солнечной системы во время фазы газового диска и включение в модель гравитационных взаимодействий между планетезималями во внешнем диске.
Описание
[ редактировать ]Модель Ниццы 2 начинается с того, что внешние планеты находятся в стабильном четверном резонансе, причем каждая планета находится в резонансе со своими ближайшими соседями. [ 1 ] Одним из примеров нескольких потенциальных стабильных конфигураций четверного резонанса являются Юпитер и Сатурн в резонансе 3:2, Сатурн и Уран в резонансе 3:2, а также Уран и Нептун в резонансе 4:3. [ 2 ] Взаимодействие с внешним планетезимальным диском, который гравитационно перемешивается объектами размером с Плутон, заставляет планеты мигрировать внутрь, оставаясь при этом в резонансе. [ 1 ] Во время этой миграции эксцентриситет внутреннего ледяного гиганта увеличивается, что приводит к пересечениям векового резонанса . [ 1 ] Через несколько сотен миллионов лет резонансная конфигурация дестабилизируется во время одного из таких пересечений векового резонанса. [ 1 ] Вскоре после этого начинаются гравитационные столкновения между планетами, подобные тем, что были в оригинальной модели Ниццы.
Разработка
[ редактировать ]Модель Nice 2 устраняет некоторые недостатки исходной модели Nice. Первой слабостью является искусственный выбор начальных орбит внешних планет для создания нестабильности, соответствующей времени поздней тяжелой бомбардировки . [ 2 ] Вторая слабость — чувствительность времени нестабильности к местоположению внутреннего края планетезимального диска. [ 2 ] Модель Nice 2 использует особые начальные условия, полученные в результате изучения орбитальной эволюции планет-гигантов, вращающихся в газовом диске. [ 1 ] которое может произойти при соответствующих обстоятельствах. [ 3 ] Триггер нестабильности без явной корреляции между временем нестабильности и положением внутреннего края планетезимального диска является результатом включения взаимодействий между планетезималями в модель Nice 2. [ 1 ]
Начальные условия
[ редактировать ]Начальные орбиты планет-гигантов в модели Ниццы 2 соответствуют предсказанной орбитальной структуре внешней Солнечной системы в конце фазы газового диска. [ 2 ] Модели планет-гигантов, вращающихся в газовом диске, предсказывают, что они будут мигрировать к центральной звезде со скоростью, зависящей от массы планеты и характеристик диска. В системе с несколькими планетами эта миграция может привести к сближению орбит планет и их захвату в резонансы среднего движения. [ 4 ] [ 5 ] Исследования Юпитера и Сатурна показали, что они могут быть захвачены в резонансе 3:2 или 2:1 в зависимости от характеристик протопланетного диска. [ 6 ] [ 3 ] [ 7 ] После захвата в резонанс пробелы, образовавшиеся Юпитером и Сатурном в распределении плотности диска, могут перекрыться, и их внутренняя миграция может быть остановлена или повернута вспять. [ 4 ] [ 5 ] Когда в модель по очереди добавляются Уран и Нептун, они попадают в дальнейшие резонансы с захватом внешнего ледяного гиганта, в результате чего внутренний ледяной гигант имеет более высокий эксцентриситет, чем другие планеты. [ 8 ] В результате получается система в четверном резонансе. Был идентифицирован ряд стабильных конфигураций, конкретная окончательная конфигурация которых зависит от начальных положений планет. [ 9 ]
Триггер нестабильности
[ редактировать ]Учет гравитационных взаимодействий между планетезималями во внешнем диске выявил альтернативный механизм запуска поздней нестабильности внешних планет. В ходе численного моделирования, включавшего гравитационные взаимодействия между планетезималями, наблюдалась передача энергии между диском и планетами. Эта передача энергии привела к миграции планет к Солнцу и происходила даже тогда, когда не было встреч планетезималей с планетами. По мере миграции эксцентриситет внутреннего ледяного гиганта увеличивался. В некоторых симуляциях четверной резонанс в конечном итоге был дестабилизирован, что привело к гравитационным столкновениям между планетами. Нестабильность наблюдалась в 25% симуляций с временными интервалами от 300 миллионов до 1 миллиарда лет. Никакой корреляции между расположением внутреннего края планетезимального диска и возникновением или временем нестабильности не было обнаружено. [ 1 ]
Более тщательное исследование с использованием более простой модели с одной планетой и планетезимальным диском показало, что передача энергии происходила за счет связи между эксцентриситетом планетезималей во внешнем поясе и большой полуосью планеты. В результате этой связи увеличение среднего эксцентриситета планетезимального пояса, приводимого в движение гравитационным перемешиванием объектов размером с Плутон, приводит к уменьшению большой полуоси планеты. Было обнаружено, что связь пропорциональна эксцентриситету планеты и в системе с множеством планет окажет наибольшее влияние на наиболее эксцентричную планету. [ 1 ]
Было обнаружено, что увеличение эксцентриситета внутреннего ледяного гиганта связано с различной силой связи между планетезимальным диском и планетами. Внутренний ледяной гигант, имеющий более высокий эксцентриситет из-за резонансного захвата внешнего ледяного гиганта, обычно мигрирует с большей скоростью, чем другие планеты. Однако, поскольку резонансная конфигурация требует, чтобы миграция была синхронизирована, внутренний ледяной гигант должен тянуть за собой другие планеты. Результатом этого процесса является увеличение эксцентриситета внутреннего ледяного гиганта. [ 1 ]
Изучение орбитальной эволюции планет показало, что дестабилизация их орбит происходила из-за вековых резонансных пересечений. Увеличение эксцентриситета внутреннего ледяного гиганта в ходе миграции привело к медленному изменению частот прецессии планет. Вековые резонансы возникли, когда эти частоты стали схожими. Эксцентриситет внутреннего ледяного гиганта колебался во время этих пересечений векового резонанса, иногда падая настолько, что вызывал разрыв четверного резонанса. Разрушился ли четверной резонанс, определялось силой векового резонанса и временем, проведенным в вековом резонансе. [ 1 ]
Природа механизма нестабильности обуславливает отсутствие корреляции между расстоянием до внутреннего края планетезимального пояса и временем возникновения нестабильности. Если внутренний край планетезимального диска находится близко, миграция планет происходит с большей скоростью. Происходит больше пересечений векового резонанса, но поскольку на каждое из них тратится меньше времени, только сильнейшие могут сломать четверной резонанс. Обратное верно для более отдаленного пояса планетезималей. В результате конфликта между этими факторами время возникновения нестабильности практически не зависит от расстояния до внутреннего края планетезимального пояса. [ 1 ]
Возможные проблемы и альтернатива
[ редактировать ]Исследование с использованием численного моделирования, включающего гравитационные взаимодействия между всеми объектами, показало, что динамическая нестабильность произошла менее чем за 70 миллионов лет. Взаимодействия между планетезималями динамически нагревали диск и приводили к более ранним взаимодействиям между планетезималями и планетами-гигантами. В этом исследовании использовалось ограниченное количество планетезималей из-за вычислительных ограничений, поэтому пока неизвестно, применим ли этот результат к более полному диску. [ 10 ]
Сочетание поздней дестабилизации резонансной цепочки пяти планет и длительной миграции Нептуна маловероятно. Воспроизведение орбитального распределения объектов пояса Койпера требует, чтобы Нептун претерпел миграцию на несколько а.е., достигнув 28 а.е. до того, как начнутся столкновения между планетами. Эта миграция Нептуна вероятна, если планетезимальный диск начался в пределах 2 а.е. от начальной орбиты Нептуна. Однако поздняя дестабилизация резонансной цепочки требует более удаленного диска, по крайней мере, на 4 а.е. за орбитой Нептуна. [ 11 ]
Ранний разрыв резонансной цепочки с последующей медленной миграцией, вызванной пылью, может преодолеть этот разрыв. Пыль является результатом столкновения планетезималей, образующих обломки, которые измельчаются в пыль в каскаде столкновений. Затем пыль движется по спирали к орбитам планет из-за сопротивления Пойнтинга-Робертсона . Взаимодействие с этой пылью разрывает резонансную цепочку и приводит к их миграции к планетезимальному диску в течение нескольких сотен миллионов лет. [ 11 ] Механизм нестабильности модели Ниццы 2 становится неактуальным, если пыль, образующаяся в результате столкновений планетезималей, рано разрушает резонансную цепочку.
См. также
[ редактировать ]Ссылки
[ редактировать ]- ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я дж к 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 .
- ^ Перейти обратно: а б с д Морбиделли, Алессандро (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 .
- ^ Перейти обратно: а б Чжан, Х.; Чжоу, Ж.-Л. (2010). «Об орбитальной эволюции пары планет-гигантов, заключенных в газовый диск. I. Конфигурация Юпитер-Сатурн». Астрофизический журнал . 714 (1): 532–548. arXiv : 1002.2201 . Бибкод : 2010ApJ...714..532Z . дои : 10.1088/0004-637X/714/1/532 .
- ^ Перейти обратно: а б 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 .
- ^ Перейти обратно: а б Морбиделли, Алессандро; Крида, Орельен (2007). «Динамика Юпитера и Сатурна в газовом протопланетном диске». Икар . 191 (1): 158–171. arXiv : 0704.1210 . Бибкод : 2007Icar..191..158M . дои : 10.1016/j.icarus.2007.04.001 .
- ^ 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 .
- ^ Д'Анджело, Дж.; Марзари, Ф. (2012). «Внешняя миграция Юпитера и Сатурна в эволюционировавших газовых дисках». Астрофизический журнал . 757 (1): 50 (23 стр.). arXiv : 1207.2737 . Бибкод : 2012ApJ...757...50D . дои : 10.1088/0004-637X/757/1/50 .
- ^ 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 .
- ^ Батыгин Константин; Браун, Майкл Э. (2010). «Ранняя динамическая эволюция Солнечной системы: определение начальных условий модели Ниццы». Астрофизический журнал . 76 (2): 1323–1331. arXiv : 1004.5414 . Бибкод : 2010ApJ...716.1323B . дои : 10.1088/0004-637X/716/2/1323 .
- ^ Рейес-Руис, М.; Асевес, Х.; Чавес, CE (2014). «Устойчивость внешних планет в мультирезонансных конфигурациях с самогравитирующим планетезимальным диском». Астрофизический журнал . 804 (2): 91. arXiv : 1406.2341 . Бибкод : 2015ApJ...804...91R . дои : 10.1088/0004-637X/804/2/91 .
- ^ Перейти обратно: 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 .