✖


Jump to content

Пятипланетная модель Ниццы

Модель Ниццы с пятью планетами — это численная модель ранней Солнечной системы , которая представляет собой пересмотренную вариацию модели Ниццы . Он начинается с пяти планет-гигантов , четырех, которые существуют сегодня, плюс дополнительного ледяного гиганта между Сатурном и Ураном в цепочке резонансов среднего движения .

После разрыва резонансной цепи пять планет-гигантов претерпевают период миграции, вызванной планетезималями , за которым следует период орбитальной нестабильности с гравитационными столкновениями между планетами, аналогичными тем, которые были в исходной модели Ниццы. Во время нестабильности дополнительная планета-гигант рассеивается внутрь на орбиту, пересекающую Юпитер, и выбрасывается из Солнечной системы после встречи с Юпитером. Модель была впервые официально предложена в 2011 году после того, как моделирование показало, что она с большей вероятностью воспроизведет нынешнюю Солнечную систему, чем модель Ниццы с четырьмя планетами. [1]

Модель Ниццы с пятью планетами

[ редактировать ]

Ниже представлена ​​версия модели Ниццы с пятью планетами, которая приводит к ранней нестабильности и воспроизводит ряд аспектов нынешней Солнечной системы. Хотя в прошлом нестабильность планет-гигантов связывали с поздней тяжелой бомбардировкой , ряд недавних исследований показывает, что нестабильность планет-гигантов возникла раньше . [2] [3] [4] [5] Солнечная система, возможно, началась с планет-гигантов в другой резонансной цепочке. [6]

Солнечная система завершает свою фазу туманности Юпитером и , Сатурном тремя ледяными гигантами в резонансной цепочке 3:2, 3:2, 2:1, 3:2 с полуосями в диапазоне 5,5–20 а.е. большими вращается плотный диск планетезималей За этими планетами , простирающийся на расстояние от 24 до 30 а.е. [6] Планетезимали в этом диске перемешиваются за счет гравитационного взаимодействия между ними, увеличивая эксцентриситеты и наклоны их орбит. При этом диск расширяется, подталкивая свой внутренний край к орбитам планет-гигантов. [5] Столкновения между планетезималями во внешнем диске также производят мусор, который измельчается в пыль в результате каскада столкновений. Пыль движется по спирали внутрь к планетам из-за сопротивления Пойнтинга-Робертсона и в конечном итоге достигает Нептуна . орбиты [6] Гравитационные взаимодействия с пылью или с рассеянными внутрь планетезималями позволяют планетам-гигантам выйти из резонансной цепочки примерно через десять миллионов лет после рассеяния газового диска . [6] [7]

Затем планеты подвергаются миграции, вызванной планетезималями, поскольку они сталкиваются и обмениваются угловым моментом с растущим числом планетезималей. [6] Во время этих столкновений происходит чистый внутренний перенос планетезималей и внешняя миграция Нептуна, поскольку большинство из рассеянных наружу возвращаются, чтобы встретиться снова, в то время как некоторым из рассеянных внутрь не позволяют вернуться после встречи с Ураном . Аналогичный процесс происходит с Ураном, дополнительным ледяным гигантом, и Сатурном, что приводит к их миграции наружу и перемещению планетезималей внутрь из внешнего пояса к Юпитеру. Юпитер, напротив, выбрасывает большую часть планетезималей из Солнечной системы и в результате мигрирует внутрь. [8] Через 10 миллионов лет расходящаяся миграция планет приводит к резонансным пересечениям, возбуждающим эксцентриситеты планет-гигантов и дестабилизирующим планетную систему, когда Нептун находится вблизи 28 а.е. [9]

Во время этой нестабильности выбрасывается дополнительный ледяной гигант. Дополнительный ледяной гигант выходит на орбиту, пересекающую Сатурн, после того, как его эксцентриситет увеличивается, и рассеивается Сатурном внутрь на орбиту, пересекающую Юпитер. Повторные гравитационные столкновения с ледяным гигантом вызывают скачки больших полуосей Юпитера и Сатурна, вызывающие ступенчатое разделение их орбит и приводящие к быстрому увеличению отношения их периодов до тех пор, пока оно не превысит 2,3. [10] Ледяной гигант также сталкивается с Ураном и Нептуном и пересекает части пояса астероидов , поскольку эти встречи увеличивают эксцентриситет и большую полуось его орбиты. [11] Через 10 000–100 000 лет [12] ледяной гигант выброшен из Солнечной системы после встречи с Юпитером, став планетой-изгоем . [1] Остальные планеты затем продолжают мигрировать со снижающейся скоростью и медленно приближаются к своим конечным орбитам, поскольку большая часть оставшегося планетезимального диска удаляется. [13]

Эффекты Солнечной системы

[ редактировать ]
Основная статья: Сценарий «Прыжок-Юпитер» § Последствия для ранней Солнечной системы

Миграции планет-гигантов и встречи между ними имеют множество последствий во внешней части Солнечной системы. Гравитационные столкновения между планетами-гигантами вызывают эксцентриситет и наклон их орбит. [14] Планетезимали, рассеянные Нептуном внутрь, выходят на орбиты, пересекающие планеты, где они могут столкнуться с планетами или их спутниками. [15] Удары этих планетезималей оставляют кратеры и ударные котловины на спутниках внешних планет . [16] и может привести к разрушению их внутренних лун. [17] Некоторые из планетезималей захватываются прыжком как трояны Юпитера , когда большая полуось Юпитера прыгает во время встречи с выброшенным ледяным гигантом. Одна группа троянов Юпитера может быть истощена относительно другой, если ледяной гигант пройдет через нее после последней встречи ледяного гиганта с Юпитером. Позже, когда Юпитер и Сатурн окажутся вблизи резонансов среднего движения , другие трояны Юпитера можно будет захватить с помощью механизма, описанного в исходной модели Ниццы . [18] [19] Другие планетезимали захватываются как неправильные спутники планет-гигантов в результате трехчастных взаимодействий во время встреч выброшенного ледяного гиганта с другими планетами. Неправильные спутники начинаются с широкого диапазона наклонений, включая прямые, ретроградные и перпендикулярные орбиты. [20] Позже популяция сокращается, поскольку те, кто находится на перпендикулярных орбитах, теряются из-за механизма Козаи . [21] а другие распадаются в результате столкновений между ними. [22] Столкновения планет также могут нарушать орбиты обычных спутников и быть причиной наклона орбиты Япета . [23] Ось вращения Сатурна могла быть наклонена, когда он медленно пересекал спин-орбитальный резонанс с Нептуном. [24] [25]

Многие из планетезималей также имплантируются на различные орбиты за пределами орбиты Нептуна во время его миграции. В то время как Нептун мигрирует наружу на несколько астрономических единиц, горячий классический пояс Койпера и рассеянный диск формируются, когда некоторые планетезимали, рассеянные Нептуном, захватываются в резонансах, подвергаются обмену эксцентриситетом и наклонением через механизм Козаи и высвобождаются в более высокий перигелий , стабильный орбиты. [9] [26] Планетезимали, захваченные в широком резонансе Нептуна 2:1 во время этой ранней миграции, высвобождаются, когда столкновение с ледяным гигантом заставляет его большую полуось выпрыгивать наружу, оставляя после себя группу объектов с низким наклоном и низким эксцентриситетом в холодном классическом пространстве Койпера. пояс с большими полуосями около 44 а.е. [27] слабосвязанным двойным системам , включая «синие» двойные системы. Этот процесс позволяет избежать близких столкновений с Нептуном, позволяя выжить [28] Избытка плутино с низким наклоном можно избежать благодаря аналогичному высвобождению объектов из резонанса Нептуна 3:2 во время этой встречи. [27] Скромная эксцентричность Нептуна после встречи, [29] или быстрая прецессия его орбиты, [30] позволяет выжить первичному диску холодных классических объектов пояса Койпера. [31] Если после этого столкновения миграция Нептуна будет достаточно медленной, распределение эксцентриситета этих объектов может быть усечено широкими резонансами среднего движения, в результате чего оно останется с шагом, близким к резонансу Нептуна 7:4. [32] Поскольку Нептун медленно приближается к своей нынешней орбите, объекты остаются на окаменевших орбитах с высоким перигелием в рассеянном диске. [33] [13] Другие, перигелии которых находятся за орбитой Нептуна, но недостаточно высокие, чтобы избежать взаимодействия с Нептуном, остаются рассеивающими объектами. [26] а те, которые остаются в резонансе в конце миграции Нептуна, образуют различные резонансные популяции за пределами орбиты Нептуна. [34] Перигелии объектов, разбросанных по очень большим орбитам по большой полуоси, могут быть подняты за пределы влияния планет-гигантов галактическим приливом или возмущениями от проходящих звезд , помещая их в облако Оорта . Если бы гипотетическая Девятая Планета находилась на предполагаемой орбите во время нестабильности, было бы захвачено примерно сферическое облако объектов с большими полуосями в диапазоне от нескольких сотен до нескольких тысяч а.е. [26]

Во внутренней части Солнечной системы последствия нестабильности различаются в зависимости от ее времени и продолжительности. Ранняя нестабильность могла быть причиной удаления большей части массы из региона Марса, в результате чего Марс стал меньше Земли и Венеры. [35] Ранняя нестабильность может также привести к истощению пояса астероидов . [36] а если оно продлится несколько сотен тысяч лет, то восторг от его эксцентричности и наклонностей. [37] астероидов Семейства столкновительных могут быть рассеяны из-за взаимодействий с различными резонансами и столкновений с ледяным гигантом, когда он пересекает пояс астероидов. [38] Планетезимали из внешнего пояса внедряются в пояс астероидов как астероиды P- и D-типа , когда их афелий опускается ниже орбиты Юпитера, когда они находятся в резонансе или во время встреч с ледяным гигантом, причем некоторые из них достигают внутреннего пояса астероидов из-за Встреча с ледяным гигантом. [39] Поздняя нестабильность должна быть кратковременной, приводящей к быстрому разделению орбит Юпитера и Сатурна, чтобы избежать возбуждения эксцентриситетов внутренних планет из-за сдвига векового резонанса . [40] Это также привело бы к более скромным изменениям орбит астероидов , если бы пояс астероидов изначально имел низкую массу. [11] или если бы он был истощен и возбужден Большим Галсом , возможно, сместив распределение их эксцентриситетов в сторону текущего распределения. [41] Поздняя нестабильность также может привести к тому, что примерно половина астероидов выйдет из ядра ранее истощенного пояса астероидов (меньше, чем в исходной модели Ниццы ). [15] что приводит к меньшей, но расширенной бомбардировке внутренних планет каменистыми объектами, когда внутреннее расширение пояса астероидов нарушается, когда планеты достигают своего нынешнего положения. [42]

Развитие модели Ниццы

[ редактировать ]

Четыре модели планет

[ редактировать ]

Современные теории формирования планет не допускают аккреции Урана и Нептуна в их нынешних положениях. [43] Протопланетный диск был слишком размытым, а временные рамки слишком длинными. [44] чтобы они сформировались в результате аккреции планетезималей до того, как газовый диск рассеялся, и численные модели показывают, что более поздняя аккреция будет остановлена, как только образуются планетезимали размером с Плутон. [45] Хотя более поздние модели, включающие аккрецию гальки, допускают более быстрый рост, внутренняя миграция планет из-за взаимодействия с газовым диском оставляет их на более близких орбитах. [46]

В настоящее время широко признано, что Солнечная система изначально была более компактной и что внешние планеты мигрировали наружу и заняли свои нынешние положения. [47] Миграция внешних планет, вызванная планетезималями, была впервые описана в 1984 году Фернандесом и Ипом. [48] Этот процесс обусловлен обменом угловым моментом между планетами и планетезималями, исходящими из внешнего диска. [49] Ранние динамические модели предполагали, что эта миграция была плавной. Помимо воспроизведения текущего положения внешних планет, [50] эти модели предлагали объяснения: популяциям резонансных объектов в поясе Койпера, [51] эксцентриситет орбиты Плутона , [52] наклоны горячих объектов классического пояса Койпера и сохранение рассеянного диска, [53] и малая масса пояса Койпера и расположение его внешнего края вблизи резонанса 2:1 с Нептуном. [54] Однако эти модели не смогли воспроизвести эксцентриситет внешних планет, в результате чего в конце миграции они остались с очень небольшим эксцентриситетом. [14]

В оригинальной модели Ниццы эксцентриситеты Юпитера и Сатурна возбуждаются, когда они пересекают резонанс 2:1 , дестабилизируя внешнюю Солнечную систему . Происходит серия гравитационных столкновений, в ходе которых Уран и Нептун разбрасываются в планетезимальный диск. Там они разбрасывают внутрь большое количество планетезималей, ускоряя миграцию планет. Рассеяние планетезималей и распространение резонансов через пояс астероидов вызывают бомбардировку внутренних планет. Помимо воспроизведения положений и эксцентриситетов внешних планет, [8] исходная модель Ниццы обеспечила происхождение: троянов Юпитера , [19] и трояны Нептуна ; [55] неправильные спутники Сатурна, Урана и Нептуна; [21] различные популяции транснептуновых объектов ; [56] масштабы и, при правильных начальных условиях, время поздней тяжелой бомбардировки . [15]

Однако резкие вековые резонансы могли бы нарушить орбиты внутренних объектов Солнечной системы, если бы миграция Юпитера была медленной и плавной. Вековый резонанс ν 5 пересекает орбиты планет земной группы, возбуждая их эксцентриситеты. [57] В то время как Юпитер и Сатурн медленно приближаются к своему резонансу 2:1, эксцентриситет Марса достигает значений, которые могут привести к столкновениям между планетами или к изгнанию Марса из Солнечной системы. Пересмотренные версии модели Ниццы, начиная с планет в цепочке резонансов, избегают этого медленного приближения к резонансу 2:1. Однако эксцентриситеты Венеры и Меркурия обычно выходят за пределы их текущих значений, когда вековой резонанс ν 5 пересекает их орбиты. [10] Орбиты астероидов также существенно изменяются: вековой резонанс ν 16 возбуждает наклонения, а вековой резонанс ν 6 возбуждает эксцентриситеты, удаляя астероиды с низким наклонением, когда они проносятся через пояс астероидов. В результате в сохранившемся поясе астероидов осталось больше объектов с большим наклоном, чем наблюдается в настоящее время. [12]

Орбиты внутренних планет и орбитальное распределение пояса астероидов можно будет воспроизвести, если Юпитер встретится с одним из ледяных гигантов, ускорив его миграцию. [12] Медленные резонансные пересечения, которые возбуждают эксцентриситеты Венеры и Меркурия и изменяют орбитальное распределение астероидов, происходят, когда период Сатурна был в 2,1–2,3 раза больше периода Юпитера. Теоретики предполагают, что этого удалось избежать, потому что в то время в расходящейся миграции Юпитера и Сатурна преобладало рассеяние между планетами. В частности, один из ледяных гигантов был рассеян внутрь на орбиту, пересекающую Юпитер, в результате гравитационного столкновения с Сатурном, после чего он был рассеян наружу в результате гравитационного столкновения с Юпитером. [10] В результате орбиты Юпитера и Сатурна быстро разошлись, ускорив развертку вековых резонансов. Такая эволюция орбит планет-гигантов, подобная процессам, описываемым исследователями экзопланет , получила название сценария «прыгающего Юпитера» . [58]

Выброшенная планета

[ редактировать ]

Встречи ледяного гиганта и Юпитера в сценарии «прыгающий Юпитер» часто приводят к выбросу ледяного гиганта. Чтобы сохранить этот ледяной гигант, его эксцентриситет должен быть демпфирован динамическим трением с планетезимальным диском, поднимающим его перигелий за пределы орбиты Сатурна. Массы планетезимального диска, обычно используемые в модели Ниццы, часто недостаточны для этого, в результате чего системы, начинающиеся с четырех планет-гигантов, остаются только с тремя в конце нестабильности. Выброса ледяного гиганта можно избежать, если масса диска будет больше, но расстояние между Юпитером и Сатурном часто становится слишком большим, а их эксцентриситеты становятся слишком малы по мере очищения большего диска. Эти проблемы побудили Дэвида Несворны из Юго-Западного исследовательского института предположить, что Солнечная система началась с пяти планет-гигантов, а также с дополнительной планеты массой Нептуна между Сатурном и Ураном. [1] Используя тысячи моделей с различными начальными условиями, он обнаружил, что модели, начинающиеся с пяти планет-гигантов, в десять раз чаще воспроизводят орбиты внешних планет. [59] Последующее исследование Дэвида Несворни и Алессандро Морбиделли показало, что необходимый скачок в соотношении периодов Юпитера и Сатурна произошел, а орбиты внешних планет были воспроизведены в 5% симуляций для одной системы из пяти планет по сравнению с менее чем 1% для четырехпланетных систем. Самый успешный начался со значительной миграции Нептуна, разрушившей планетезимальный диск, прежде чем столкновения планет были вызваны резонансным пересечением. Это уменьшает вековое трение, позволяя сохранить эксцентриситет Юпитера после того, как он будет возбужден резонансными пересечениями и встречами планет. [60]

Константин Батыгин , Майкл Э. Браун и Хайден Беттс, напротив, обнаружили, что четырех- и пятипланетные системы имеют одинаковую вероятность (4% против 3%) воспроизводить орбиты внешних планет, включая колебания Юпитера и Сатурна. эксцентриситеты, а также горячее и холодное население пояса Койпера. [61] [62] В их исследованиях орбита Нептуна должна была иметь фазу с высоким эксцентриситетом, во время которой было имплантировано горячее население. [63] Быстрая прецессия орбиты Нептуна в этот период из-за взаимодействия с Ураном была также необходима для сохранения первозданного пояса холодных классических объектов. [61] Для системы из пяти планет они обнаружили, что низкие эксцентриситеты холодного классического пояса лучше всего сохранились, если пятая планета-гигант была выброшена через 10 000 лет. [62] Однако, поскольку их исследование изучало только внешнюю часть Солнечной системы, оно не включало требование, чтобы орбиты Юпитера и Сатурна быстро расходились, как это было бы необходимо для воспроизведения нынешней внутренней части Солнечной системы. [60]

В ряде предыдущих работ также моделировались Солнечные системы с дополнительными планетами-гигантами. Исследование Томмеса, Брайдена, Ву и Расио включало моделирование четырех и пяти планет, начинающихся в резонансных цепочках. Свободные резонансные цепочки из четырех или пяти планет с Юпитером и Сатурном, начинающиеся в резонансе 2:1, часто приводили к потере ледяного гиганта для планетезимальных дисков небольшой массы. Потери планеты удалось избежать в четырех планетных системах с большим планетезимальным диском, но рассеяния планет не произошло. Более компактная система с Юпитером и Сатурном в резонансе 3:2 иногда приводила к столкновениям Юпитера и Сатурна. [64] Исследование Морбиделли, Циганиса, Криды, Левисона и Гомеса оказалось более успешным в воспроизведении Солнечной системы, начиная с системы четырех планет в компактной резонансной цепочке. Они также смоделировали захват планет в резонансную цепочку из пяти планет и отметили, что планеты имели больший эксцентриситет, и система стала нестабильной в течение 30 млн лет. [65] Форд и Чан смоделировали системы планет в условиях плотной олигархии, возникшей в результате их формирования в виде более массивного, динамически холодного диска. Они обнаружили, что дополнительные планеты будут выброшены по мере снижения плотности первичного диска. [66] Моделирование Левисона и Морбиделли, напротив, показало, что планеты в таких системах будут распространяться, а не выбрасываться. [67]

Начальные условия

[ редактировать ]

Планеты-гиганты начинаются в цепочке резонансов. Во время их формирования в протопланетном диске взаимодействие между планетами-гигантами и газовым диском заставило их мигрировать внутрь, к Солнцу. Внутренняя миграция Юпитера продолжалась до тех пор, пока она не была остановлена ​​или повернута вспять, как в модели Гранд-Тэка , когда он захватил более быстро мигрирующий Сатурн в резонансе среднего движения. [68] Резонансная цепочка расширилась, поскольку три ледяных гиганта также мигрировали внутрь и были захвачены дальнейшими резонансами. [60] Миграция Нептуна на большие расстояния наружу в планетезимальный диск до начала встреч планет наиболее вероятна, если планеты были захвачены в резонансной цепочке 3:2, 3:2, 2:1, 3:2, что происходит в 65% симуляций. когда внутренний край находился в пределах а.е. 2 Хотя эта резонансная цепочка имеет наибольшую вероятность воспроизвести миграцию Нептуна, другие резонансные цепочки также возможны, если нестабильность возникла раньше. [6]

Поздняя нестабильность могла возникнуть после длительного периода медленной миграции, вызванной пылью. Сочетание позднего выхода из резонансной цепочки, как описано в модели Ниццы 2 , и дальней миграции Нептуна маловероятно. Если внутренний край планетезимального диска находится близко, происходит ранний выход из резонанса, если он находится далеко, нестабильность обычно возникает до того, как произойдет значительная миграция Нептуна. Этот разрыв можно преодолеть, если за ранним выходом из резонанса последует длительный период медленной миграции, вызванной пылью. Резонансные цепочки, отличные от 3:2, 3:2, 2:1, 3:2, в данном случае маловероятны. Нестабильность возникает во время медленной миграции для более узких резонансных цепочек, а удаленный диск становится нереально узким для более расслабленных резонансных цепочек. Скорость пылевой миграции со временем замедляется по мере снижения скорости образования пыли. В результате время нестабильности зависит от факторов, определяющих скорость образования пыли, таких как распределение размеров и сила планетезималей. [6]

Время нестабильности

[ редактировать ]

Первоначально предполагалось, что время нестабильности в модели Ниццы совпало с поздней тяжелой бомбардировкой, всплеском интенсивности ударов, который, как считается, произошел через несколько сотен миллионов лет после формирования Солнечной системы. Однако недавно был поднят ряд вопросов относительно времени нестабильности модели Ниццы, была ли она причиной поздней тяжелой бомбардировки и могла ли альтернатива лучше объяснить связанные с ней кратеры и ударные бассейны. Однако большинство эффектов нестабильности модели Ниццы на орбитах планет-гигантов и различных популяций малых тел, возникших во внешнем планетезимальном диске, не зависят от времени ее возникновения.

Пятипланетная модель Ниццы с поздней неустойчивостью имеет низкую вероятность воспроизведения орбит планет земной группы. Отношение периодов Юпитера и Сатурна резко возрастает с менее 2,1 до более 2,3, что необходимо для предотвращения пересечений векового резонанса в небольшой части симуляций (7–8,7%). [60] [2] и эксцентриситеты планет земной группы также могут возбуждаться при встрече Юпитера с ледяным гигантом. [57] В исследовании Натана Кайба и Джона Чемберса это привело к тому, что орбиты планет земной группы воспроизводились в нескольких процентах моделирования, и только 1% воспроизводил орбиты как земной группы, так и планет-гигантов. Это побудило Каиба и Чемберса предположить, что нестабильность произошла раньше, до образования планет земной группы. [2] Однако для воспроизведения пояса астероидов по-прежнему требуется скачок в соотношении орбитальных периодов Юпитера и Сатурна, что снижает преимущество ранней нестабильности. [69] [70] Предыдущее исследование Рамона Брассера, Кевина Уолша и Дэвида Несворни выявило разумную вероятность (более 20%) воспроизведения внутренней части Солнечной системы с использованием выбранной модели пяти планет. [40] Формы ударных бассейнов на Япете также соответствуют поздней бомбардировке. [71] [16]

После 400 миллионов лет столкновительного измельчения в планетезимальном диске может не остаться достаточной массы, чтобы соответствовать моделям нестабильности. Если распределение размеров планетезимального диска изначально напоминало его нынешнее распределение и включало тысячи объектов массы Плутона, происходит значительная потеря массы. В результате диск имеет массу менее 10 масс Земли, тогда как в текущих моделях нестабильности требуется минимум 15 масс Земли. Распределение по размерам также становится более мелким, чем наблюдается. Эти проблемы остаются, даже если моделирование начинается с более массивного диска или более крутого распределения размеров. Напротив, во время ранней нестабильности происходит гораздо меньшая потеря массы и небольшое изменение распределения по размерам. [3] Если бы планетезимальный диск возник без объектов массы Плутона, началось бы столкновительное измельчение по мере того, как они формировались из меньшего объекта, причем время зависело бы от начального размера объектов и массы планетезимального диска. [72]

Двойные объекты, такие как Патрокл -Меноэций, были бы разделены из-за столкновений, если бы нестабильность была запоздалой. Патрокл и Менотий — пара объектов размером ~100 км, вращающихся по орбитам с расстоянием между ними 680 км и относительными скоростями ~11 м/с. Хотя эта двойная система остается в массивном планетезимальном диске, она уязвима для разделения из-за столкновения. В ходе моделирования примерно 90% подобных двойных систем разделяются за сто миллионов лет, и через 400 миллионов лет вероятность их выживания падает до 7 × 10. −5 . Присутствие Патрокла-Меноэтия среди троянцев Юпитера предполагает, что нестабильность планеты-гиганта произошла в течение 100 миллионов лет после образования Солнечной системы. [4]

Взаимодействия между объектами массы Плутона во внешнем планетезимальном диске могут привести к ранней нестабильности. Гравитационные взаимодействия между крупнейшими планетезималями динамически нагревают диск, увеличивая эксцентриситет их орбит. Увеличение эксцентриситета также уменьшает расстояние в перигелии, заставляя некоторые из них выходить на орбиты, пересекающие орбиту внешней планеты-гиганта. Гравитационные взаимодействия между планетезималями и планетой позволяют ей выйти из резонансной цепи и стимулировать ее миграцию наружу. В моделировании это часто приводит к резонансным пересечениям и нестабильности в течение 100 миллионов лет. [5] [7]

Бомбардировка модели Ниццы может не соответствовать поздней тяжелой бомбардировке. Распределение размеров ударников, подобное астероидам, привело бы к образованию слишком большого количества крупных ударных бассейнов по сравнению с меньшими кратерами. [73] Чтобы соответствовать этому ограничению, самому внутреннему поясу астероидов потребуется другое распределение размеров, возможно, из-за того, что его маленькие астероиды являются результатом столкновений между небольшим количеством крупных астероидов. [74] Хотя модель Ниццы предсказывает бомбардировку как астероидами, так и кометами , [15] большинство доказательств (хотя и не все) [75] указывает на бомбардировку, в которой преобладают астероиды. [76] [77] [78] Это может отражать уменьшение кометной бомбардировки в модели Ниццы с пятью планетами и значительную потерю массы или распад комет после входа во внутреннюю часть Солнечной системы. [79] потенциально позволяя потерять доказательства кометной бомбардировки. [80] Однако две недавние оценки бомбардировки астероидами показывают, что ее также недостаточно для объяснения поздней тяжелой бомбардировки. [81] [82] Воспроизведение лунных кратеров и ударных бассейнов, идентифицированных в результате поздней тяжелой бомбардировки, около 1/6 кратеров диаметром более 150 км, а также кратеров на Марсе может быть возможным, если использовать другой закон масштабирования кратеров. Оставшиеся лунные кратеры тогда будут результатом другой группы ударников с другим распределением размеров, возможно, планетезималей, оставшихся после формирования планет. [83] Этот закон масштабирования кратеров также более успешно воспроизводит недавно образовавшиеся крупные кратеры. [84]

Кратеры и ударные бассейны, обнаруженные в результате поздней тяжелой бомбардировки, могут иметь другую причину. Некоторые недавно предложенные альтернативы включают обломки от удара, образовавшего бассейн Бореалис на Марсе. [85] и катастрофические столкновения затерянных планет, когда-то вращавшихся внутри Меркурия. [86] Эти объяснения имеют свои потенциальные проблемы, например, время формирования бассейна Бореалис, [87] и должны ли объекты оставаться на орбитах внутри Меркурия. [88] Также было предложено монотонно уменьшающаяся бомбардировка планетезималями, оставшимися от образования планет земной группы. Эта гипотеза требует, чтобы лунная мантия кристаллизовалась относительно поздно, что может объяснить разные концентрации высокосидерофильных элементов на Земле и Луне. [89] Однако предыдущая работа показала, что наиболее динамически стабильная часть этой популяции будет истощена из-за ее коллизионной эволюции, что делает маловероятным образование нескольких или даже двух последних ударных бассейнов. [90]

Предлагаемые названия

[ редактировать ]

По словам Несворного, коллеги предложили несколько названий гипотетической пятой планеты-гиганта — Аид , в честь греческого бога подземного мира; Либер , в честь римского бога вина и родственника Диониса и Вакха ; и Мефитис , в честь римской богини ядовитых газов. доктора Сьюза «Кот в шляпе» Еще один вариант — «Вещь 1» из детской книги . Однако самому Несворному подобные предложения не нравятся. [91]

Заметки о девятой планете

[ редактировать ]

В январе 2016 года Батыгин и Браун предположили, что далекая массивная девятая планета отвечает за выравнивание перигелий нескольких транснептуновых объектов с большими полуосями, превышающими 250 а.е. [92] А в ноябре 2017 года Браун заявил в ответ на запрос в Твиттере о корреляции между моделью Ниццы с пятью планетами и Девятой планетой: «Я бы [sic] сказал, что есть хороший шанс, что Девятая Планета является хорошей планетой №5». [93] Хотя механизм выброса пятой планеты-гиганта в пятипланетной модели Ниццы напоминает происхождение Девятой планеты с гравитационной нестабильностью, включая встречу с Юпитером, были предложены и другие причины. Примеры включают захват другой звезды, [94] и формирование на месте с последующим изменением его орбиты проходящей звездой. [95] [96]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Перейти обратно: 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 .
  2. ^ Перейти обратно: а б с 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 .
  3. ^ Перейти обратно: а б Несворни, Дэвид; Паркер, Джоэл; Вокругицкий, Давид (2018). «Двудольная форма кометы 67P из коллапсирующей двойной системы» . Астрономический журнал . 155 (6): 246. arXiv : 1804.08735 . Бибкод : 2018AJ....155..246N . дои : 10.3847/1538-3881/aac01f . S2CID   119094182 .
  4. ^ Перейти обратно: а б Несворный, Давид; Вокруглицкий, Давид; Боттке, Уильям Ф.; Левисон, Гарольд Ф. (2018). «Доказательства очень ранней миграции планет Солнечной системы из двойной тройки Юпитера Патрокла-Меноэция». Природная астрономия . 2 (11): 878–882. arXiv : 1809.04007 . Бибкод : 2018NatAs...2..878N . дои : 10.1038/s41550-018-0564-3 . S2CID   119216803 .
  5. ^ Перейти обратно: а б с Куорлз, Билли; Каиб, Натан (2019). «Нестабильность в ранней Солнечной системе из-за самогравитирующего диска» . Астрономический журнал . 157 (2): 67. arXiv : 1812.08710 . Бибкод : 2019AJ....157...67Q . дои : 10.3847/1538-3881/aafa71 . ПМК   6750231 . ПМИД   31534266 .
  6. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г 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 .
  7. ^ Перейти обратно: а б Рейес-Руис, М.; Асевес, Х.; Чавес, CE (2015). «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 . S2CID   118350481 .
  8. ^ Перейти обратно: а б Циганис, Клеоменис; Гомес, Родни С.; Морбиделли, Алессандро; Левисон, Гарольд 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 .
  9. ^ Перейти обратно: 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 .
  10. ^ Перейти обратно: а б с Брассер, Рамон; Морбиделли, Алессандро; Гомес, Родни С.; Циганис, Клеоменис; Левисон, Гарольд Ф. (2009). «Построение светской архитектуры Солнечной системы II: планеты земной группы». Астрономия и астрофизика . 504 (2): 1053–1065. arXiv : 0909.1891 . Бибкод : 2009A&A...507.1053B . дои : 10.1051/0004-6361/200912878 . S2CID   2857006 .
  11. ^ Перейти обратно: а б 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 .
  12. ^ Перейти обратно: а б с Морбиделли, Алессандро; Брассер, Рамон; Гомес, Родни С.; 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 .
  13. ^ Перейти обратно: а б Несворни, Дэвид; Вокруглицкий, Давид; Ройг, Фернандо (2016). «Орбитальное распределение транснептуновых объектов за пределами 50 а.е.» . Астрофизический журнал . 827 (2): L35. arXiv : 1607.08279 . Бибкод : 2016ApJ...827L..35N . дои : 10.3847/2041-8205/827/2/L35 . S2CID   118634004 .
  14. ^ Перейти обратно: а б Морбиделли, Алессандро; Брассер, Рамон; Циганис, Клеоменис; Гомес, Родни С.; Левисон, Гарольд Ф. (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 .
  15. ^ Перейти обратно: а б с д Гомес, Родни С.; Левисон, Гарольд Ф.; Циганис, Клеоменис; Морбиделли, Алессандро (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 .
  16. ^ Перейти обратно: а б 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 .
  17. ^ 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» . Письма о геофизических исследованиях . 42 (2): 256–263. Бибкод : 2015GeoRL..42..256M . дои : 10.1002/2014GL062133 .
  18. ^ 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 .
  19. ^ Перейти обратно: а б Морбиделли, Алессандро; Левисон, Гарольд Ф.; Циганис, Клеоменис; Гомес, Родни С. (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 .
  20. ^ 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 .
  21. ^ Перейти обратно: а б 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 .
  22. ^ 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 .
  23. ^ 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 .
  24. ^ 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 .
  25. ^ 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 .
  26. ^ Перейти обратно: а б с 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 .
  27. ^ Перейти обратно: а б 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 .
  28. ^ 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 )
  29. ^ 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 .
  30. ^ 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 .
  31. ^ 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 .
  32. ^ 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 .
  33. ^ 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 .
  34. ^ 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 .
  35. ^ Клемент, Мэтью С.; Каиб, Натан А.; Раймонд, Шон Н.; Уолш, Кевин Дж. (2018). «Рост Марса остановился из-за нестабильности ранней гигантской планеты». Икар . 311 : 340–356. arXiv : 1804.04233 . Бибкод : 2018Icar..311..340C . дои : 10.1016/j.icarus.2018.04.008 . S2CID   53070809 .
  36. ^ 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 .
  37. ^ 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 .
  38. ^ Бразилия, ПИО; Ройг, Ф.; Несворный, Д.; Карруба, В.; Альжбаае, С.; Хуаман, Мэн (2016). «Динамическое расселение первобытных семейств астероидов». Икар . 266 : 142–151. Бибкод : 2016Icar..266..142B . дои : 10.1016/j.icarus.2015.11.015 .
  39. ^ 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 .
  40. ^ Перейти обратно: 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 .
  41. ^ 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 : 114–124. arXiv : 1701.02775 . Бибкод : 2016Icar..272..114D . дои : 10.1016/j.icarus.2016.02.043 . S2CID   119054790 .
  42. ^ 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 .
  43. ^ Левисон, Гарольд Ф.; Стюарт, Глен Р. (2001). «Заметки о моделировании образования Урана и Нептуна». Икар . 153 (1): 224–228. Бибкод : 2001Icar..153..224L . дои : 10.1006/icar.2001.6672 .
  44. ^ Томмс, EW; Дункан, MJ; Левисон, Гарольд Ф. (2002). «Формирование Урана и Нептуна среди Юпитера и Сатурна». Астрономический журнал . 123 (5): 2862–2883. arXiv : astro-ph/0111290 . Бибкод : 2002AJ....123.2862T . дои : 10.1086/339975 . S2CID   17510705 .
  45. ^ Кеньон, Скотт Дж.; Бромли, Бенджамин К. (2008). «Вариации дисков обломков: формирование ледяной планеты на расстоянии 30–150 а.е. для 1–3 звезд главной последовательности Мсоляр». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 179 (2): 451–483. arXiv : 0807.1134 . Бибкод : 2008ApJS..179..451K . дои : 10.1086/591794 . S2CID   16446755 .
  46. ^ Битч, Бертрам; Ланбректс, Мишель; Йохансен, Андерс (2018). «Рост планет за счет нарастания гальки в развивающихся протопланетных дисках». Астрономия и астрофизика . 582 : А112. arXiv : 1507.05209 . Бибкод : 2015A&A...582A.112B . дои : 10.1051/0004-6361/201526463 .
  47. ^ Левисон, Гарольд Ф.; Морбиделли, Алессандро (2005). «Взаимодействие планетезималей с планетами-гигантами и формирование транснептунового пояса» . Динамика популяций планетных систем, Материалы коллоквиума МАС №197 . 2004 : 303–316. Бибкод : 2005dpps.conf..303L . дои : 10.1017/S1743921304008798 .
  48. ^ Фернандес, Дж.А.; ИП, WH (1984). «Некоторые динамические аспекты аккреции Урана и Нептуна – обмен орбитальным угловым моментом с планетезималями». Икар . 58 (1): 109–120. Бибкод : 1984Icar...58..109F . дои : 10.1016/0019-1035(84)90101-5 .
  49. ^ Левисон, Гарольд Ф.; Морбиделли, Алессандро; Гомес, Родни С.; Бэкман, Д. (2007). «Миграция планет в планетезимальных дисках» . Протозвезды и планеты V . Б. Рейпурт, Д. Джуитт и К. Кейл (ред.), University of Arizona Press: 669–684. Бибкод : 2007prpl.conf..669L .
  50. ^ Гомес, Родни С.; Морбиделли, Алессандро; Левисон, Гарольд Ф. (2004). «Планетарная миграция в планетезимальном диске: почему Нептун остановился на отметке 30 а.е.?». Икар . 170 (2): 492–507. Бибкод : 2004Icar..170..492G . дои : 10.1016/j.icarus.2004.03.011 .
  51. ^ Хан, Джозеф М.; Малхотра, Рену (1999). «Орбитальная эволюция планет, встроенных в планетезимальный диск». Астрономический журнал . 117 (6): 3041–3053. arXiv : astro-ph/9902370 . Бибкод : 1999AJ....117.3041H . дои : 10.1086/300891 . S2CID   8716499 .
  52. ^ Малхотра, Рену (1995). «Происхождение орбиты Плутона: последствия для Солнечной системы за пределами Нептуна». Астрономический журнал . 110 : 420. arXiv : astro-ph/9504036 . Бибкод : 1995AJ....110..420M . дои : 10.1086/117532 . S2CID   10622344 .
  53. ^ Гомес, Родни С. (2003). «Происхождение высоконаклонного населения пояса Койпера». Икар . 161 (2): 404–418. Бибкод : 2003Icar..161..404G . дои : 10.1016/S0019-1035(02)00056-8 .
  54. ^ 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 .
  55. ^ Несворный, Давид; Вокруглицкий, Давид (2009). «Хаотический захват Нептуновых троянцев». Астрономический журнал . 137 (6): 5003–5011. Бибкод : 2009AJ....137.5003N . CiteSeerX   10.1.1.693.4387 . дои : 10.1088/0004-6256/137/6/5003 . S2CID   54186674 .
  56. ^ Левисон, Гарольд Ф.; Морбиделли, Алессандро; Ван Лаэрховен, Криста; Гомес, Родни С.; Циганис, Клеоменис (2008). «Происхождение структуры пояса Койпера при динамической нестабильности орбит Урана и Нептуна». Икар . 196 (1): 258–273. arXiv : 0712.0553 . Бибкод : 2008Icar..196..258L . дои : 10.1016/j.icarus.2007.11.035 . S2CID   7035885 .
  57. ^ Перейти обратно: а б 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 .
  58. ^ Фассетт, Калеб И.; Минтон, Дэвид А. (2013). «Ударная бомбардировка планет земной группы и ранняя история Солнечной системы». Природа Геонауки . 6 (7): 520–524. Бибкод : 2013NatGe...6..520F . дои : 10.1038/ngeo1841 .
  59. ^ Стюарт, Колин (21 ноября 2011 г.). «Была ли гигантская планета выброшена из нашей солнечной системы?» . Мир физики . Проверено 16 января 2014 г.
  60. ^ Перейти обратно: а б с д Несворный, Давид; Морбиделли, Алессандро (2012). «Статистическое исследование нестабильности ранней Солнечной системы с четырьмя, пятью и шестью планетами-гигантами». Астрономический журнал . 144 (4): 17. arXiv : 1208.2957 . Бибкод : 2012AJ....144..117N . дои : 10.1088/0004-6256/144/4/117 . S2CID   117757768 .
  61. ^ Перейти обратно: 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 .
  62. ^ Перейти обратно: а б 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 .
  63. ^ 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 .
  64. ^ Томмс, Эдвард В.; Брайден, Джеффри; У, Яньцинь ; Расио, Фредерик А. (2007). «От резонансов среднего движения к рассеянным планетам: создание Солнечной системы, эксцентрических экзопланет и поздних тяжелых бомбардировок». Астрофизический журнал . 675 (2): 1538–1548. arXiv : 0706.1235 . Бибкод : 2008ApJ...675.1538T . дои : 10.1086/525244 . S2CID   16987700 .
  65. ^ 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 .
  66. ^ Форд, Эрик Б.; Чанг, Юджин И. (2007). «Формирование ледяных гигантов в условиях плотной олигархии: нестабильность и последствия». Астрофизический журнал . 661 (1): 602–615. arXiv : astro-ph/0701745 . Бибкод : 2007ApJ...661..602F . дои : 10.1086/513598 . S2CID   14606335 .
  67. ^ Левисон, Гарольд Ф.; Морбиделли, Алессандро (2007). «Модели сценария затухания столкновений планет-ледяных гигантов и формирования пояса Койпера». Икар . 189 (1): 196–212. arXiv : astro-ph/0701544 . Бибкод : 2007Icar..189..196L . дои : 10.1016/j.icarus.2007.01.004 . S2CID   14559163 .
  68. ^ 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 .
  69. ^ 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 .
  70. ^ Толиу, А.; Морбиделли, А.; Цыганис, К. (2016). «Масштаб и время нестабильности планеты-гиганта: переоценка с точки зрения пояса астероидов». Астрономия и астрофизика . 592 : А72. arXiv : 1606.04330 . Бибкод : 2016A&A...592A..72T . дои : 10.1051/0004-6361/201628658 . S2CID   59933531 .
  71. ^ Робюшон, Уильям; Ниммо, Фрэнсис; Робертс, Джеймс; Кирхофф, Мишель (2011). «Релаксация ударного бассейна в Япете» Икар 214 (1): 82–90. arXiv : 1406.6919 . Бибкод : 2011Icar..214...82R . дои : 10.1016/j.icarus.2011.05.011 .
  72. ^ Кеньон, Скотт Дж.; Бромли, Бенджамин К. (2012). «Расчеты коагуляции формирования ледяных планет на расстоянии 15–150 а.е.: корреляция между максимальным радиусом и наклоном распределения размеров транснептуновых объектов». Астрономический журнал . 143 (3): 63. arXiv : 1201.4395 . Бибкод : 2012AJ....143...63K . дои : 10.1088/0004-6256/143/3/63 . S2CID   56147551 .
  73. ^ 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 .
  74. ^ Боттке, ВФ; Марчи, С.; Вокруглицкий Д.; Роббинс, С.; Хайнек, Б.; Морбиделли, А. (2015). «Новый взгляд на позднюю тяжелую бомбардировку Марса» (PDF) . 46-я конференция по наукам о Луне и планетах . п. 1484. Бибкод : 2015LPI....46.1484B . {{cite book}}: |journal= игнорируется ( помогите )
  75. ^ Гроэ Йоргенсен, Уффе; Аппель, Питер ВУ; Хацукава, Юичи; Фрей, Роберт; Осима, Масуми; Тох, Йосуке; Кимура, Ацуши (2009). «Система Земля-Луна в период поздней сильной бомбардировки - 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 .
  76. ^ 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 .
  77. ^ 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 .
  78. ^ 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 .
  79. ^ 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 .
  80. ^ 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 .
  81. ^ 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» (PDF) . Икар . 271 : 350–359. Бибкод : 2016Icar..271..350J . дои : 10.1016/j.icarus.2016.02.023 . hdl : 10044/1/29965 .
  82. ^ 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 .
  83. ^ 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 .
  84. ^ 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 наукам о Луне и планетах: 2036. Бибкод : 2016LPI....47.2036B .
  85. ^ Минтон, Д.А.; Джексон, AP; Асфауг, Э.; Фассет, CI; Ричардсон, Дж. Э. (2015). «Обломки формации бассейна Бореалис как основная популяция ударников поздней тяжелой бомбардировки» (PDF) . Семинар по ударной бомбардировке ранней Солнечной системы III . Том. 1826. с. 3033. Бибкод : 2015LPICo1826.3033M . {{cite book}}: |journal= игнорируется ( помогите )
  86. ^ Волк, Кэтрин; Глэдман, Бретт (2015). «Объединение и сокрушение экзопланет: это произошло здесь?». Письма астрофизического журнала . 806 (2): Л26. arXiv : 1502.06558 . Бибкод : 2015ApJ...806L..26V . дои : 10.1088/2041-8205/806/2/L26 . S2CID   118052299 .
  87. ^ Эндрюс-Ханна, JC; Боттке, ВФ (2016). «Постаккреционный упадок на Марсе: ограничения на доноаховский поток ударов» (PDF) . Конференция по науке о Луне и планетах (1903 г.). 47-я конференция по науке о Луне и планетах: 2873. Бибкод : 2016LPI....47.2873A .
  88. ^ Раймонд, Шон Н.; Изидоро, Андре; Битч, Бертрам; Якобсен, Сет А. (2016). «Разве ядро ​​Юпитера сформировалось в самых внутренних частях протопланетного диска Солнца?» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 458 (3): 2962–2972. arXiv : 1602.06573 . Бибкод : 2016MNRAS.458.2962R . дои : 10.1093/mnras/stw431 .
  89. ^ Морбиделли, А.; Несворный, Д.; Лауренц, В.; Марчи, С.; Руби, округ Колумбия; Элкинс-Тантон, Л.; Джейкобсон, SA (2018). «Поздняя тяжелая бомбардировка Луны как завершение аккреции планеты». Икар . 305 : 262–276. arXiv : 1801.03756 . Бибкод : 2018Icar..305..262M . дои : 10.1016/j.icarus.2017.12.046 . S2CID   73705209 .
  90. ^ Боттке, Уильям Ф.; Левисон, Гарольд Ф.; Несворный, Давид; Донес, Люк (2007). «Могут ли планетезимали, оставшиеся от формирования планет земной группы, вызвать позднюю тяжелую бомбардировку Луны?». Икар . 190 (1): 203–223. Бибкод : 2007Icar..190..203B . дои : 10.1016/j.icarus.2007.02.010 .
  91. ^ «Пропавшая планета объясняет строение Солнечной системы» . Новый учёный . 22 сентября 2011 года . Проверено 10 октября 2011 г.
  92. ^ Батыгин Константин; Браун, Майкл Э. (20 января 2016 г.). «Доказательства существования далекой планеты-гиганта в Солнечной системе» . Астрономический журнал . 151 (2): 22. arXiv : 1601.05438 . Бибкод : 2016AJ....151...22B . дои : 10.3847/0004-6256/151/2/22 . S2CID   2701020 .
  93. ^ «Твиттер» . mobile.twitter.com . Проверено 26 ноября 2017 г.
  94. ^ Мастилл, Александр Дж.; Раймонд, Шон Н.; Дэвис, Мелвин Б. (21 июля 2016 г.). «Есть ли в Солнечной системе экзопланета?» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 460 (1): Л109–Л113. arXiv : 1603.07247 . Бибкод : 2016МНРАС.460Л.109М . дои : 10.1093/mnrasl/slw075 .
  95. ^ Кеньон, Скотт Дж.; Бромли, Бенджамин К. (2016). «Создание девятой планеты: аккреция гальки на расстоянии 250–750 а.е. в гравитационно-нестабильном кольце» . Астрофизический журнал . 825 (1): 33. arXiv : 1603.08008 . Бибкод : 2016ApJ...825...33K . дои : 10.3847/0004-637X/825/1/33 . S2CID   119212968 .
  96. ^ Ли, Гунцзе; Адамс, Фред К. (2016). «Сечения взаимодействия и коэффициенты выживаемости предлагаемой девятой планеты-члена Солнечной системы» . Письма астрофизического журнала . 823 (1): Л3. arXiv : 1602.08496 . Бибкод : 2016ApJ...823L...3L . дои : 10.3847/2041-8205/823/1/L3 . S2CID   15890864 .
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Five-planet_Nice_model&oldid=1234912305"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: d67a5cb0df7c0456b22d5dae243aeb08__1721148060
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/d6/08/d67a5cb0df7c0456b22d5dae243aeb08.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Five-planet Nice model - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)