Сценарий Прыгающего Юпитера - Jumping-Jupiter scenario

Сценарий прыгающего Юпитера определяет эволюцию миграции планет- гигантов, описываемую моделью Ниццы , в которой ледяной гигант (Уран, Нептун или дополнительная планета с массой Нептуна ) рассеивается внутрь Сатурном, а наружу - Юпитером, в результате чего их полусферы -главные оси для прыжков, быстро разделяя свои орбиты . Сценарий прыжка Юпитера был предложен Рамоном Брассером, Алессандро Морбиделли, Родни Гомесом, Клеоменисом Циганисом и Гарольдом Левисоном после того, как их исследования показали, что плавная дивергентная миграция Юпитера и Сатурна привела к тому, что внутренняя Солнечная система значительно отличается от нынешней Солнечной системы. Во время этой миграции вековые резонансы охватили внутреннюю часть Солнечной системы, возбуждая орбиты планет земной группы и астероидов, в результате чего орбиты планет были слишком эксцентричными , а пояс астероидов - со слишком большим количеством объектов с высоким наклонением . 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, хотя планеты земной группы остаются чувствительными к его прохождению.

Сценарий прыгающего Юпитера также приводит к ряду других отличий от исходной модели Ниццы. Доля лунных столкновений из ядра пояса астероидов во время поздней тяжелой бомбардировки значительно уменьшена, большинство троянцев Юпитера захватываются во время столкновений Юпитера с ледяным гигантом, как и нерегулярные спутники Юпитера . В сценарии с прыгающим Юпитером вероятность сохранения четырех планет-гигантов на орбитах, напоминающих их нынешние, по-видимому, возрастает, если в ранней Солнечной системе изначально был дополнительный ледяной гигант , который позже был выброшен Юпитером в межзвездное пространство . Однако это остается нетипичным результатом, как и сохранение текущих орбит планет земной группы.

Фон

Оригинальная красивая модель

В исходной модели Ниццы пересечение резонанса приводит к динамической нестабильности, которая быстро меняет орбиты планет-гигантов. Исходная модель Ниццы начинается с планет-гигантов в компактной конфигурации с почти круговыми орбитами. Первоначально взаимодействия с планетезимали, происходящие на внешнем диске, были медленной расходящейся миграцией планет-гигантов. Эта миграция под действием планетезималей продолжается до тех пор, пока Юпитер и Сатурн не пересекут их общий резонанс 2: 1 . Резонансное пересечение возбуждает эксцентриситет Юпитера и Сатурна. Увеличенные эксцентриситеты создают 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 рассеивают Уран и Нептун в планетезимальный диск. Диск разрушен, и многие планетезимали рассыпаются по орбитам, пересекающим планеты. Начинается быстрая фаза расходящейся миграции планет-гигантов, которая продолжается до тех пор, пока диск не истощится. Динамическое трение во время этой фазы ослабляет эксцентриситет Урана и Нептуна, стабилизируя систему. В численном моделировании исходной модели Ниццы конечные орбиты планет-гигантов похожи на текущую Солнечную систему .

Резонансные планетные орбиты

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 миграции планет-гигантов к центральной звезде, в некоторых случаях становясь горячими юпитерами . Однако в системе с несколькими планетами эта внутренняя миграция может быть остановлена ​​или обращена вспять, если более быстро мигрирующая меньшая планета будет захвачена во внешнем орбитальном резонансе . Гипотеза Grand Tack , которая утверждает, что миграция Юпитера меняется на противоположную на 1,5 а.е. после захвата Сатурна в резонансе, является примером этого типа орбитальной эволюции. Резонанс, в котором захвачен Сатурн, резонанс 3: 2 или 2: 1 и степень миграции вовне (если таковая имеется) зависят от физических свойств газового диска и количества газа, аккрецируемого планетами. Захват Урана и Нептуна в дальнейшие резонансы во время или после этой внешней миграции приводит к четырехкратной резонансной системе с несколькими устойчивыми комбинациями, которые были идентифицированы. После диссипации газового диска четверной резонанс в конечном итоге нарушается из-за взаимодействия с планетезималями внешнего диска. Эволюция с этой точки напоминает исходную модель Ниццы с нестабильностью, начинающейся либо вскоре после того, как четверной резонанс нарушен, либо после задержки, во время которой миграция под действием планетезималей толкает планеты через другой резонанс. Однако нет медленного приближения к резонансу 2: 1, поскольку Юпитер и Сатурн либо начинаются в этом резонансе, либо быстро пересекают его во время нестабильности.

Поздний выход из резонанса

Перемешивание внешнего диска массивными планетезимали может вызвать позднюю нестабильность в мультирезонансной планетной системе. Поскольку эксцентриситеты планетезималей возбуждаются гравитационными столкновениями с объектами массы Плутона , происходит внутренняя миграция планет-гигантов. Миграция, которая происходит даже при отсутствии встреч между планетезималиями и планетами, осуществляется за счет связи между средним эксцентриситетом планетезимального диска и большими полуосями внешних планет. Поскольку планеты заблокированы в резонансе , миграция также приводит к увеличению эксцентриситета внутреннего ледяного гиганта . Повышенный эксцентриситет изменяет частоту прецессии внутреннего ледяного гиганта, что приводит к пересечению вековых резонансов . Четверной резонанс внешних планет может быть нарушен во время одного из пересечений векового резонанса. Вскоре после этого начинаются гравитационные столкновения из-за непосредственной близости планет в ранее резонансной конфигурации. Время возникновения нестабильности, вызванной этим механизмом, обычно происходящей через несколько сотен миллионов лет после рассеяния газового диска, практически не зависит от расстояния между внешней планетой и планетезимальным диском. В сочетании с обновленными начальными условиями этот альтернативный механизм для запуска поздней нестабильности был назван моделью Nice 2 .

Встречи планет с Юпитером

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

Для возбуждения колебаний эксцентриситетов планет-гигантов требуются встречи между планетами. Юпитер и Сатурн имеют умеренные эксцентриситеты, которые колеблются в противофазе, причем Юпитер достигает максимального эксцентриситета, когда Сатурн достигает своего минимума, и наоборот. Плавная миграция планет-гигантов без резонансных пересечений приводит к очень маленьким эксцентриситетам. Резонансные пересечения вызывают возбуждение их средних эксцентриситетов , при этом пересечение резонансов 2: 1 воспроизводит текущий эксцентриситет Юпитера, но они не создают колебаний в их эксцентриситетах. Для воссоздания обоих требуется либо комбинация резонансных пересечений и встречи между Сатурном и ледяным гигантом, либо множественные встречи ледяного гиганта с одним или обоими газовыми гигантами .

Во время плавной миграции планет-гигантов вековой резонанс ν5 проходит через внутреннюю часть Солнечной системы , возбуждая эксцентриситет планет земной группы. Когда планеты находятся в вековом резонансе, прецессии их орбит синхронизированы, при этом их относительная ориентация и средние крутящие моменты между ними остаются неизменными. Вращающие моменты передают угловой момент между планетами, вызывая изменения их эксцентриситетов и, если орбиты наклонены относительно друг друга, их наклонения. Если планеты остаются в вековых резонансах или около них, эти изменения могут накапливаться, приводя к значительным изменениям эксцентриситета и наклона. Во время пересечения векового резонанса ν5 это может привести к возбуждению эксцентриситета планеты земной группы, величина увеличения которого зависит от эксцентриситета Юпитера и времени, проведенного в вековом резонансе. Для исходной модели Ниццы медленное приближение к резонансу 2: 1 Юпитера и Сатурна 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 планетами. выброс Марса. В более поздних версиях модели Ниццы расходящаяся миграция Юпитера и Сатурна через (или от) резонанса 2: 1 происходит быстрее, а близлежащие резонансные пересечения Земли и Марса ν5 кратковременны, что позволяет избежать чрезмерного возбуждения их эксцентриситетов в некоторых случаях. Однако Венера и Меркурий достигают значительно более высоких эксцентриситетов, чем наблюдаемые, когда резонанс ν5 позже пересекает их орбиты.

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

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

Описание

Сценарий прыгающего Юпитера заменяет плавное разделение Юпитера и Сатурна серией скачков, тем самым избегая смещения вековых резонансов через внутреннюю Солнечную систему, когда их отношение периодов пересекает от 2,1 до 2,3. В сценарии с прыгающим Юпитером ледяной гигант рассеивается Сатурном внутрь на орбиту, пересекающую Юпитер, а затем рассеивается Юпитером наружу. Большая полуось Сатурна увеличивается во время первого гравитационного столкновения, а Юпитера уменьшается во втором, в результате чего увеличивается соотношение периодов. В численном моделировании процесс может быть намного более сложным: хотя тенденция состоит в том, что орбиты Юпитера и Сатурна разделяются, в зависимости от геометрии встреч, отдельные прыжки больших полуосей Юпитера и Сатурна могут быть как вверх, так и вниз. Помимо многочисленных встреч с Юпитером и Сатурном, ледяной гигант может столкнуться с другим ледяным гигантом (-ами) и в некоторых случаях пересечь значительные части пояса астероидов. Гравитационные столкновения происходят в течение периода 10 000–100 000 лет и заканчиваются, когда динамическое трение с планетезимальным диском ослабляет эксцентриситет ледяного гиганта, поднимая его перигелий за пределы орбиты Сатурна; или когда ледяной гигант выбрасывается из Солнечной системы. Сценарий прыжка Юпитера встречается в подмножестве численного моделирования модели Ниццы, включая некоторые из них, выполненные для оригинальной модели Ниццы . Вероятность рассеивания Сатурна ледяного гиганта на орбите, пересекающей Юпитер, возрастает, когда начальное расстояние Сатурн-ледяной гигант меньше 3 а.е. , а при использовании пояса планетезималей массой 35 масс Земли в исходной модели Ниццы обычно получается выброс ледяного гиганта.

Пятая планета-гигант

Частые потери планеты-гиганта, столкнувшейся с Юпитером при моделировании, заставили некоторых предположить, что ранняя Солнечная система началась с пяти планет-гигантов. В численном моделировании сценария прыжка Юпитера ледяной гигант часто выбрасывается после его гравитационных столкновений с Юпитером и Сатурном, оставляя планетные системы , начинающиеся с четырех планет-гигантов, только с тремя. Хотя было обнаружено, что начало с более массивного планетезимального диска стабилизирует четырехпланетные системы, массивный диск либо привел к избыточной миграции Юпитера и Сатурна после столкновений между ледяным гигантом и Юпитером, либо предотвратил эти встречи за счет затухания эксцентриситетов. Эта проблема побудила Давида Несворны исследовать планетные системы, начиная с пяти планет-гигантов. После проведения тысяч имитаций он сообщил, что моделирование, начатое с пяти планет-гигантов, в 10 раз чаще воспроизводило текущие орбиты внешних планет. Последующее исследование Дэвида Несворни и Алессандро Морбиделли искало начальные резонансные конфигурации, которые воспроизводили бы большую полуось четырех внешних планет, эксцентриситет Юпитера и скачок от <2,1 до> 2,3 в соотношении периодов Юпитера и Сатурна. В то время как менее 1% лучших моделей с четырьмя планетами соответствовали этим критериям, примерно 5% лучших моделей с пятью планетами были признаны успешными, а эксцентриситет Юпитера воспроизвести сложнее всего. Отдельное исследование Константина Батыгина и Майкла Брауна обнаружило аналогичные вероятности (4% против 3%) воспроизведения нынешней внешней Солнечной системы, начиная с четырех или пяти планет-гигантов, при наилучших начальных условиях. Их моделирование отличалось тем, что планетезимальный диск был помещен близко к внешней планете, что привело к периоду миграции до того, как начались встречи с планетами. Критерии включали воспроизведение колебаний эксцентриситетов Юпитера и Сатурна, периода, когда эксцентриситет Нептуна превышал 0,2, в течение которого были захвачены горячие классические объекты пояса Койпера, и сохранение изначального холодного классического пояса Койпера , но не скачка в соотношении периодов Юпитера и Сатурна. Их результаты также показывают, что если эксцентриситет Нептуна превышает 0,2, сохранение холодного классического пояса может потребовать выброса ледяного гиганта всего за 10 000 лет.

Миграция Нептуна до нестабильности

Миграция Нептуна в планетезимальный диск до того, как начнутся встречи 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 затухает 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 того, как система расслабляется. Если гравитационные столкновения начинаются вскоре после того, как планеты покидают свою мультирезонансную конфигурацию, это оставляет Юпитер с небольшим эксцентриситетом. Однако, если Нептун сначала мигрирует наружу, нарушая планетезимальный диск, его масса уменьшается, а эксцентриситет и наклон планетезималей возбуждаются. Когда встречи с планетами позже запускаются пересечением резонанса, это уменьшает влияние векового трения, позволяя сохранить эксцентриситет Юпитера. Меньшая масса диска также уменьшает расходящуюся миграцию Юпитера и Сатурна после выброса пятой планеты. Это может позволить соотношению периодов Юпитера и Сатурна перескочить за пределы 2,3 во время столкновений с планетами без превышения текущего значения после удаления планетезимального диска. Хотя эта эволюция орбит внешней планеты может воспроизводить текущую Солнечную систему, это не типичный результат для моделирования, которое начинается со значительного расстояния между внешней планетой и планетезимальным диском, как в модели Ниццы-2. Расширенная миграция Нептуна в планетезимальный диск до того, как начнутся встречи с планетами, 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.

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

Последствия для ранней Солнечной системы

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

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

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

Поздняя тяжелая бомбардировка

Большинство каменистых ударников поздней тяжелой бомбардировки происходят из внутреннего расширения пояса астероидов, что приводит к меньшей, но более продолжительной бомбардировке. Самая внутренняя область пояса астероидов в настоящее время малонаселенна 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. 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. Когда планеты достигли своего текущего положения, вековой резонанс ν6 дестабилизировал орбиты самых внутренних астероидов. Некоторые из них быстро вышли на орбиту пересечения планет, начав позднюю тяжелую бомбардировку. Другие вышли на квазистабильные орбиты с более высоким наклонением, позже вызвав расширенный хвост столкновений, с небольшим остатком, сохранившимся как Hungarias . Увеличение эксцентриситетов орбит и наклонов дестабилизированных объектов также привело к увеличению скорости удара, что привело к изменению распределения лунных кратеров по размерам и образованию ударного расплава в поясе астероидов. Самые внутренние (или Е-пояс ) астероиды, по оценкам, произвели девять бассейновых ударов по Луне между 4,1 и 3,7 миллиардами лет назад, а еще три произошли из ядра пояса астероидов. Предполагается, что доконектарные бассейны, входящие в состав LHB в оригинальной модели Ниццы , возникли из-за ударов оставшихся планетезималей из внутренней части Солнечной системы.

Мощность кометной бомбардировки также уменьшается. Внешняя миграция планет-гигантов нарушает внешний планетезимальный диск, в результате чего ледяные планетезимали выходят на пересекающие планеты орбиты. Некоторые из них затем переводятся Юпитером на орбиты, подобные орбитам комет семейства Юпитера. Они проводят значительную часть своих орбит, пересекая внутреннюю часть Солнечной системы, что повышает вероятность столкновения с планетами земной группы и Луной. В исходной модели Ниццы это приводит к бомбардировке комет с магнитудой, подобной бомбардировке астероидов. Однако, хотя низкие уровни иридия, обнаруженные в породах, датируемых этой эпохой, приводились как свидетельство кометной бомбардировки, другие свидетельства, такие как смесь высокосидерофильных элементов в лунных породах и соотношения изотопов кислорода во фрагментах ударников, не соответствуют друг другу. с кометной бомбардировкой. Распределение размеров лунных кратеров также в значительной степени соответствует таковому у астероидов, что позволяет сделать вывод, что при бомбардировке преобладали астероиды. Бомбардировка кометами могла быть уменьшена рядом факторов. Вращение орбит объектами с массой Плутона вызывает наклон орбит ледяных планет, уменьшая долю объектов, выходящих на орбиты семейства Юпитера, с 1/3 до 1/10. Масса внешнего диска в модели из пяти планет примерно вдвое меньше, чем у оригинальной модели Ниццы. Величина бомбардировки могла еще больше снизиться из-за того, что ледяные планетезимали претерпели значительную потерю массы, или из-за того, что они разрушились при входе во внутреннюю часть Солнечной системы. Комбинация этих факторов сокращает предполагаемый самый большой ударный бассейн до размера Mare Crisium, примерно вдвое меньшего размера бассейна Imbrium. Свидетельства этой бомбардировки могли быть уничтожены более поздними ударами астероидов.

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

Планеты земной группы

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

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

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

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

Пояс астероидов

Быстрое прохождение резонансов через пояс астероидов может в значительной степени сохранить его население и общее распределение его орбитальных элементов . В этом случае истощение пояса астероидов, смешение его таксономических классов и возбуждение его орбит, дающее распределение наклонений с максимумом около 10 ° и эксцентриситетом около 0,1, должно было произойти раньше. Они могут быть продуктом Великой Линии Юпитера , при условии, что избыток астероидов с более высоким эксцентриситетом будет удален из-за взаимодействия с планетами земной группы. Гравитационное перемешивание планетарных зародышей, встроенных в пояс астероидов, также может вызвать его истощение, перемешивание и возбуждение. Однако большинство, если не все эмбрионы, должно быть, были потеряны до возникновения нестабильности. Смешение типов астероидов могло быть результатом рассеивания астероидов в пояс во время образования планет. Первоначально небольшой пояс астероидов мог иметь свои наклонения и эксцентриситет, возбужденные вековыми резонансами, которые прыгали через пояс астероидов, если орбиты Юпитера и Сатурна становились хаотическими во время резонанса.

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

Размах резонансов и проникновение ледяного гиганта в пояс астероидов приводит к рассеянию столкнувшихся семейств астероидов, образовавшихся во время или до поздней тяжелой бомбардировки . Наклоны и эксцентриситеты столкновительной семьи рассредоточены из-за широких вековых резонансов, в том числе внутри резонансов среднего движения, причем эксцентриситеты подвергаются наибольшему влиянию. Возмущения из-за близкого столкновения с ледяным гигантом приводят к распространению больших полугранных топоров семьи. Таким образом, большинство столкнувшихся семейств станет неидентифицируемым с помощью таких методов, как метод иерархической кластеризации , а астероиды V-типа, возникшие в результате столкновений с Вестой, могут быть рассеяны в среднем и внешнем поясе астероидов. Однако, если ледяной гигант провел непродолжительное время, пересекая пояс астероидов, некоторые столкновительные семейства могут остаться узнаваемыми, если идентифицировать V-образные узоры на графиках больших полуосей в зависимости от абсолютной величины, созданной эффектом Ярковского. Выживание семьи столкновений Хильды, подмножества группы Хильды, которая, как считается, сформировалась во время LHB из-за текущей низкой частоты столкновений, может быть связано с ее созданием после прыжка Хильды в резонанс 3: 2 в качестве ледяного гиганта. был изгнан. Перемешивание больших полуосей ледяным гигантом может также удалить окаменелые промежутки Кирквуда, образовавшиеся до возникновения нестабильности.

Планетезимали внешнего диска встроены 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, эволюционируют до более низких эксцентриситетов через вековые резонансы с этими резонансами и выбрасываются на стабильные орбиты по мере того, как резонансы Юпитера продвигаются. Другие планетезимали имплантируются в пояс астероидов во время встреч с ледяным гигантом, либо напрямую оставляя им афелии выше, чем у перигелий ледяного гиганта , либо удаляя их из резонанса. Скачки на большой полуоси Юпитера во время его столкновения с ледяным гигантом изменяют положение его резонансов, высвобождая одни объекты и захватывая другие. Многие из тех, кто остался после его последнего прыжка, наряду с другими, захваченными широкими резонансами, когда Юпитер мигрирует к своему текущему местоположению, выживают как части резонансных популяций, таких как Хильды, Туле и те, которые находятся в резонансе 2: 1. Объекты, происходящие из пояса астероидов, также могут быть захвачены в резонансе 2: 1 вместе с некоторыми из населения Хильды. Экскурсии, которые ледяной гигант совершает в пояс астероидов, позволяют имплантировать ледяные планетезимали дальше в пояс астероидов, при этом некоторые из них достигают внутреннего пояса астероидов с большой полуосью менее 2,5 а.е. Некоторые объекты позже дрейфуют в нестабильные резонансы из-за диффузии или эффекта Ярковского и выходят на орбиты , пересекающие Землю , при этом метеорит на озере Тагиш представляет собой возможный фрагмент объекта, возникшего во внешнем планетезимальном диске. Численное моделирование этого процесса может приблизительно воспроизвести распределение астероидов P- и D-типов и размер самых крупных тел с такими различиями, как избыток объектов размером менее 10 км, который объясняется потерями от столкновений или эффектом Ярковского, и конкретная эволюция планет в модели.

Трояны

Большинство троянов Юпитера захватываются в прыжке вскоре после гравитационного столкновения между Юпитером и ледяным гигантом. Во время этих столкновений большая полуось Юпитера может прыгать на целых 0,2 а.е. , смещая точки L4 и L5 в радиальном направлении и высвобождая множество существующих троянов Юпитера. Новые трояны Юпитера захватываются из популяции планетезималей с большой полуосью, подобной новой большой полуоси Юпитера. Захваченные трояны имеют широкий диапазон наклонностей и эксцентриситетов в результате их рассеивания на планетах-гигантах, когда они мигрировали из своего исходного местоположения на внешнем диске. Некоторые дополнительные трояны захватываются, а другие теряются во время пересечения со слабым резонансом, поскольку коорбитальные области становятся временно хаотичными . После своего последнего столкновения с Юпитером ледяной гигант может пройти через один из троянских роев Юпитера, рассеивая многие из них и уменьшая свою популяцию. В симуляциях орбитальное распределение захваченных троянов Юпитера и асимметрия между популяциями L4 и L5 аналогичны таковому в текущей Солнечной системе и в значительной степени не зависят от истории встреч с Юпитером. Оценки массы планетезимального диска, необходимой для захвата нынешней популяции троянов Юпитера, варьируются от 15 до 20 масс Земли, что соответствует массе, необходимой для воспроизведения других аспектов внешней Солнечной системы.

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

Нерегулярные спутники

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

Обычные спутники

Орбиты обычных спутников Юпитера могут оставаться динамически холодными, несмотря на встречи между планетами-гигантами. Гравитационные столкновения между планетами нарушают орбиты их спутников, возбуждая наклоны и эксцентриситеты и изменяя большие полуоси. Если эти столкновения приведут к результатам, несовместимым с наблюдениями, например, столкновения между спутниками или выбросы спутников или нарушение Лапласовского резонанса спутников Юпитера Ио , Европы и Ганимеда , это может служить доказательством против моделей прыгающего Юпитера. При моделировании столкновения или выброс спутников оказались маловероятными, поэтому ледяной гигант должен был приблизиться на расстояние 0,02 а.е. от Юпитера. Более далекие встречи, нарушающие резонанс Лапласа, были более обычными, хотя приливные взаимодействия часто приводили к их повторному захвату. Чувствительный тест моделей прыгающего Юпитера - это наклон орбиты Каллисто , который не гасится приливными взаимодействиями. Наклон Каллисто оставался небольшим в шести из десяти моделей с 5 планетами, протестированных в одном исследовании (включая те, в которых Юпитер получил спутники неправильной формы, соответствующие наблюдениям), а в другом была обнаружена вероятность того, что Юпитер выбросит пятую планету-гигант, оставив орбиту Каллисто динамически холодной. %. Каллисто также вряд ли была частью резонанса Лапласа, потому что столкновения, которые поднимают его на текущую орбиту, оставляют его с чрезмерным наклоном.

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

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

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

Гигантская планета наклоняется

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

Пояс Койпера

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

Объекты, которые остаются в резонансах среднего движения в конце миграции Нептуна, образуют резонансные популяции, такие как плутино . Немногочисленные объекты с низким наклонением, напоминающие холодные классические объекты, остались среди плутино в конце миграции Нептуна. Скачок наружу в главных полуосях Нептуна высвобождает объекты с низким наклонением и низким эксцентриситетом, которые были захвачены как резонанс Нептуна 3: 2, первоначально унесенный наружу. Впоследствии захват плутино с малым наклоном был в значительной степени предотвращен из-за возбуждения наклонов и эксцентриситетов, поскольку вековые резонансы медленно проносились впереди них. Медленная миграция Нептуна также позволяет объектам достигать больших наклонов перед захватом в резонансы и эволюционировать к более низким эксцентриситетам, не выходя из резонанса. Число планетезималей с начальными полуосями выше 30 а.е. должно быть мало, чтобы избежать избытка объектов в резонансах Нептуна 5: 4 и 4: 3.

Встречи между Нептуном и объектами с массой Плутона уменьшают долю объектов пояса Койпера в резонансах. Изменения скорости во время гравитационных столкновений с планетезималиями, которые управляют миграцией Нептуна, вызывают небольшие скачки его большой полуоси, приводя к миграции, которая является зернистой, а не плавной. Сдвиг местоположения резонансов, вызванных этой грубой миграцией, увеличивает амплитуду либрации резонансных объектов, в результате чего многие из них становятся нестабильными и уходят из резонансов. Наблюдаемое соотношение горячих классических объектов и плутино лучше всего воспроизводится при моделировании, которое включает в себя 1000–4000 объектов с массой Плутона (т. Е. Большие карликовые планеты ) или около 1000 тел, вдвое массивнее Плутона, что составляет 10–40% от площади Земли. -массовый планетезимальный диск, примерно 0,1% которого остается в различных частях пояса Койпера. Зернистая миграция также уменьшает количество плутино по сравнению с объектами в резонансах 2: 1 и 5: 2 с Нептуном, и приводит к популяции плутино с более узким распределением амплитуд либрации. Большое количество объектов с массой Плутона потребует, чтобы распределение размеров пояса Койпера имело несколько отклонений от постоянного наклона.

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

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

Разбросанный диск

В рассеянном диске медленная и зернистая миграция Нептуна оставляет отдельные объекты с перигелиями более 40 а.е., сгруппированными около его резонансов. Планетезимали, рассеянные Нептуном, захватываются в резонансах, эволюционируют на орбиты с меньшим эксцентриситетом и большим наклонением и выпускаются на стабильные более высокие перигелиевые орбиты. За пределами 50 а.е. этот процесс требует более медленной миграции Нептуна, чтобы перигелия поднялась выше 40 а.е. В результате в рассеянном диске окаменелые объекты с высоким перигелием остаются позади только во время последних частей миграции Нептуна, оставляя короткие следы (или пальцы) на графике эксцентриситета по сравнению с большой полуосью, вблизи, но сразу внутри течения. локации резонансов Нептуна. Протяженность этих следов зависит от шкалы времени миграции Нептуна и простирается дальше внутрь, если шкала времени длиннее. Освобождению этих объектов от резонанса способствует зернистая миграция Нептуна, которая может быть необходима для такого объекта, как 2004 XR 190, чтобы вырваться из резонанса Нептуна 8: 3. Если столкновение с пятой планетой оставит Нептун с большим эксцентриситетом, большие полуоси объектов с высоким перигелием будут распределены более симметрично относительно резонансов Нептуна, в отличие от объектов, наблюдаемых OSSOS.

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

Планета девять облаков

Если бы гипотетическая Девятая планета существовала и присутствовала во время миграции планеты-гиганта, то образовалось бы облако объектов с похожими полуглавными осями. Объекты, разбросанные наружу на большие полуоси размером более 200 а.е., будут иметь свои перигелии, поднятые динамическими эффектами Девятой Планеты, отделяющими их от влияния Нептуна. Большие полуоси объектов, динамически управляемых Девятой планетой, будут сосредоточены на ее большой полуоси в диапазоне от 200 а.е. до ~ 2000 а.е., причем большинство объектов имеют большие полуоси, чем у Девятой планеты. Их наклоны будут примерно изотропными, до 180 градусов. Перигелия этого объекта будет циклически повторяться в течение более 100 млн лет, возвращая многих под влияние Нептуна. Расчетная масса, остающаяся в настоящее время, составляет 0,3 - 0,4 массы Земли.

Облако Оорта

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

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

Смотрите также

использованная литература