Войти
Модель Ниццы с пятью планетами является недавней вариацией модели Ниццы, которая начинается с пяти планет-гигантов, четырех плюс еще одного ледяного гиганта (между Сатурном и Ураном) в цепочке резонансов среднего движения.
После того, как цепочка резонансов разорвана, пять планет-гигантов претерпевают период миграции под действием планетезималей, за которым следует нестабильность с гравитационными столкновениями между планетами, подобная той, что была 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. Ранняя Солнечная система с пятью планетами-гигантами была предложена в 2011 году после того, как численные модели показали, что это с большей вероятностью воспроизводит нынешнюю Солнечную систему.
Ниже приводится версия модели Ниццы с пятью планетами, которая приводит к ранней нестабильности и воспроизводит ряд аспектов нынешняя Солнечная система. Хотя в прошлом нестабильность планеты-гиганта была связана с поздней тяжелой бомбардировкой, ряд недавних исследований показывает, что нестабильность планеты-гиганта произошла в начале. Солнечная система могла начаться с планет-гигантов в другой резонансной цепочке.
Солнечная система заканчивает свою фазу туманности с Юпитером, Сатурн, и три ледяных гиганта в резонансной цепочке 3: 2, 3: 2, 2: 1, 3: 2 с большими полуосями в диапазоне от 5,5 до 20 AU. Плотный диск планетезималей вращается вокруг этих планет, простираясь от 24 до 30 а.е. Планетезимали в этом диске перемешиваются из-за гравитационного взаимодействия между ними, увеличивая эксцентриситет и наклон их орбит. При этом диск расширяется, подталкивая свой внутренний край к орбитам планет-гигантов. Столкновения между планетезимали во внешнем диске также производят обломки, которые превращаются в пыль в результате каскада столкновений. Пыль движется по спирали внутрь к планетам из-за сопротивления Пойнтинга-Робертсона и в конечном итоге достигает орбиты Нептуна. Гравитационное взаимодействие с пылью или рассеянными внутрь планетезимали позволяет планетам-гигантам покинуть резонансную цепочку примерно через десять миллионов лет после рассеяния газового диска.
Затем планеты совершают миграцию под действием планетезималей. когда они сталкиваются и обмениваются угловым моментом с увеличивающимся числом планетезималей. Чистый перенос планетезималей внутрь и миграция Нептуна наружу происходит во время этих встреч, поскольку большинство из этих рассеянных возвращающихся наружу встретятся снова, в то время как некоторые из рассеянных внутрь не могут вернуться после встречи с Ураном. Аналогичный процесс происходит с Ураном, дополнительным ледяным гигантом, и Сатурном, что приводит к их миграции вовне и переносу планетезималей внутрь от внешнего пояса к Юпитеру. Юпитер, напротив, выбрасывает большую часть планетезималей из Солнечной системы и в результате мигрирует внутрь. Спустя 10 миллионов лет расходящаяся миграция планет приводит к резонансным пересечениям, возбуждая эксцентриситет планет-гигантов и дестабилизируя планетную систему, когда Нептун находится около 28 а.е.
Во время этой нестабильности извергается 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. Неоднократные гравитационные столкновения с ледяным гигантом вызывают скачки главных полуосей Юпитера и Сатурна, что приводит к ступенчатому разделению их орбит и приводит к быстрому увеличению отношения их периодов, пока оно не станет больше. чем 2.3. Ледяной гигант также встречает Уран и Нептун и пересекает части пояса астероидов , поскольку эти встречи увеличивают эксцентриситет и большую полуось его орбиты. Спустя 10 000–100 000 лет ледяной гигант выбрасывается из Солнечной системы после встречи с Юпитером, становясь планетой-изгоями. Оставшиеся планеты затем продолжают мигрировать с уменьшающейся скоростью и медленно приближаться к своим конечным орбитам, поскольку большая часть оставшегося планетезимального диска удаляется.
Миграции планет-гигантов и встречи между ними есть много эффектов во внешней Солнечной системе. Гравитационные столкновения между планетами-гигантами вызывают эксцентриситет и наклон их орбит. Планетезимали, рассеянные внутрь Нептуном, выходят на орбиты, пересекающие планеты, где они могут столкнуться с планетами или их спутниками Удары этих планетезималей оставляют кратеры и ударяют бассейны по спутникам внешние планеты, и может привести к нарушению их внутренних лун. Некоторые из планетезималей захвачены в прыжке как трояны Юпитера, когда большая полуось Юпитера совершает прыжок во время столкновения с выброшенным ледяным гигантом. Одна группа троянцев Юпитера может быть истощена по сравнению с другой, если ледяной гигант пройдет через нее после последней встречи ледяного гиганта с Юпитером. Позже, когда Юпитер и Сатурн находятся вблизи резонансов среднего движения, другие трояны Юпитера могут быть захвачены с помощью механизма, описанного в исходной модели Nice. Другие планетезимали захватываются как нерегулярные спутники планет-гигантов посредством трехчастичных взаимодействий во время столкновений между выброшенным ледяным гигантом и другими планетами. Нерегулярные спутники начинаются с широким диапазоном наклонов, включая прямые, ретроградные и перпендикулярные орбиты. Позже популяция уменьшается, поскольку те, кто находится на перпендикулярных орбитах, теряются из-за механизма Козай, а другие разрушаются из-за столкновений между ними. Встречи между планетами могут также возмущать орбиты обычных спутников и могут быть ответственны за наклон орбиты Япета. Ось вращения Сатурна могла быть наклонена, когда он медленно пересекал спин-орбитальный резонанс с Нептуном.
Многие из планетезималей также имплантированы на различные орбиты за пределами орбиты Нептуна во время его миграции. В то время как Нептун мигрирует наружу на несколько а.е., горячий классический пояс Койпера и рассеянный диск формируются, поскольку некоторые планетезимали, рассеянные Нептуном наружу, захватываются в резонансах, претерпевая обмен эксцентриситета по сравнению с наклоном посредством механизма Козаи и высвобождается на более высокие перигелий, стабильные орбиты. Планетезимали, захваченные резким резонансом 2: 1 Нептуна во время этой ранней миграции, высвобождаются, когда столкновение с ледяным гигантом заставляет его большую полуось выпрыгнуть наружу, оставляя после себя группу объектов с низким углом наклона и эксцентриситетом в холодная классика Пояс Койпера с большими полуосями около 44 а.е. Этот процесс позволяет избежать близких встреч с Нептуном, позволяя выжить слабо связанным двоичным файлам, включая «синие» двоичные файлы. Избыток низко наклоненных plutinos можно избежать из-за аналогичного высвобождения объектов из резонанса 3: 2 Нептуна во время этого столкновения. Скромная эксцентриситет Нептуна после столкновения или быстрая прецессия его орбиты позволяют изначальному диску холодных объектов классического пояса Койпера выжить. Если после этого столкновения миграция Нептуна будет достаточно медленной, то распределение эксцентриситета этих объектов может быть усечено резкими колебаниями среднего движения, в результате чего у него будет ступенька около резонанса Нептуна 7: 4. По мере того как Нептун медленно приближается к своей текущей орбите, объекты остаются на окаменелых орбитах с высоким перигелием в рассеянном диске. Другие с перигелиями за пределами орбиты Нептуна, но недостаточно высокими, чтобы избежать взаимодействия с Нептуном, остаются в качестве рассеивающих объектов, а те, которые остаются в резонансе в конце миграции Нептуна, образуют различные резонансные популяции за пределами орбиты Нептуна. Объекты, которые разбросаны на очень большие полуоси большой орбиты, могут иметь свои перигелии, поднятые за пределы влияния планет-гигантов галактическим приливом или возмущениями от проходящих мимо звезд, помещая их в Облако Оорта. Если бы гипотетическая планета девять находилась на предполагаемой орбите во время нестабильности, примерно сферическое облако объектов было бы захвачено с помощью больших полуосей в диапазоне от нескольких сотен до нескольких тысяч а.е.
Во внутренней части Солнечной системы влияние нестабильности зависит от времени и продолжительности. Ранняя нестабильность могла быть причиной удаления большей части массы из области Марса, в результате чего Марс стал меньше Земли и Венеры. Ранняя нестабильность также может привести к истощению пояса астероидов, а если он растянется на несколько сотен тысяч лет, то к возбуждению его эксцентриситетов и наклонностей. Коллизионные семейства астероидов могут быть рассеяны из-за взаимодействий с различными резонансами и столкновений с ледяным гигантом, когда он пересекает пояс астероидов. Планетезимали из внешнего пояса внедряются в пояс астероидов как P- и астероиды D-типа, когда их афелий опускается ниже орбиты Юпитера, когда они находятся в резонанс или во время встреч с ледяным гигантом, некоторые из которых достигают внутреннего пояса астероидов из-за встреч с ледяным гигантом. Поздняя нестабильность должна быть кратковременной, приводя к быстрому разделению орбит Юпитера и Сатурна, чтобы избежать возбуждения эксцентриситетов внутренних планет из-за векового резонанса качания. Это также привело бы к более скромным изменениям в орбитах астероида , если бы пояс астероидов имел начальную низкую массу или если бы он был истощен и возбужден из-за Grand Tack, возможно смещение распределения их эксцентриситетов к текущему распределению. Поздняя нестабильность может также привести к вылету примерно половины астероидов из ядра ранее истощенного пояса астероидов (меньше, чем в исходной модели Ниццы ), что приведет к меньшей, но продолжительной бомбардировке внутренних планет внутренними планетами. каменистые объекты, когда внутреннее расширение пояса астероидов нарушается, когда планеты достигают своего нынешнего положения.
Современные теории формирования планет не допускают аккреции Урана и Нептуна в их нынешних положениях. Протопланетный диск был слишком диффузным, а масштабы времени слишком велики, чтобы они могли образоваться посредством планетезимальной аккреции до того, как газовый диск рассеялся, и численные модели показывают, что более поздняя аккреция будет остановлена после образования планетезималей размером с Плутон. Хотя более современные модели, включая аккрецию гальки, допускают более быстрый рост, внутренняя миграция планет из-за взаимодействия с газовым диском оставляет их на более близких орбитах.
Это так. Сейчас широко признано, что Солнечная система изначально была более компактной и что внешние планеты мигрировали наружу на свои нынешние позиции. Миграция внешних планет под действием планетезималей была впервые описана в 1984 году Фернандесом и Ип. Этот процесс обусловлен обменом угловым моментом между планетами и планетезималями, исходящими от внешнего диска. Ранние динамические модели предполагали, что этот переход был плавным. В дополнение к воспроизведению текущего положения внешних планет, эти модели предлагали объяснения: населения резонансных объектов в поясе Койпера, эксцентриситета орбиты Плутона, наклонов горячего классического пояса Койпера. объекты и удержание рассеянного диска, а также малая масса пояса Койпера и расположение его внешнего края около резонанса 2: 1 с Нептуном. Однако эти модели не смогли воспроизвести эксцентриситеты внешних планет, оставив их с очень маленькими эксцентриситетами в конце миграции.
В оригинальной модели Ниццы эксцентриситеты Юпитера и Сатурна возбуждаются, когда они пересекают свои 2: 1 резонанс, дестабилизирующий внешнюю Солнечную систему. Происходит серия гравитационных столкновений, во время которых Уран и Нептун рассеиваются в планетезимальный диск. Там они разбрасывают внутрь множество планетезималей, ускоряя миграцию планет. Рассеяние планетезималей и распространение резонансов в поясе астероидов вызывают бомбардировку внутренних планет. В дополнение к воспроизведению положений и эксцентриситетов внешних планет, оригинальная модель Nice предусматривала происхождение: троянов Юпитера и троянцев Нептуна ; неправильные спутники Сатурна, Урана и Нептуна; различные популяции транснептуновых объектов ; величина и при правильных начальных условиях время поздней тяжелой бомбардировки.
Однако стремительные вековые резонансы будут возмущать орбиты внутренних объектов Солнечной системы, если миграция Юпитера будет медленной и гладкий; плавный. Вековой резонанс ν 5 пересекает орбиты планет земной группы, возбуждая их эксцентриситет. 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 выбросу Марса из Солнечной системы. Исправленные версии модели Ниццы, начиная с планет в цепочке резонансов, избегают этого медленного приближения к резонансу 2: 1. Однако эксцентриситеты Венеры и Меркурия обычно возбуждаются сверх их текущих значений, когда вековой резонанс ν 5 пересекает их орбиты. Орбиты астероидов также значительно изменяются: вековой резонанс ν 16 возбуждает наклонения, а вековой резонанс ν 6 возбуждает эксцентриситет, удаляя астероиды с низким наклонением, когда они движутся по астероиду. пояс. В результате в сохранившемся поясе астероидов остается большая часть объектов с высоким наклонением, чем наблюдается в настоящее время.
Орбиты внутренних планет и орбитальное распределение пояса астероидов могут быть воспроизведены, если Юпитер столкнется с одним из них. ледяных гигантов, ускоряя свою миграцию. 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 доминировало рассеяние планета-планета. 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. В результате орбиты Юпитера и Сатурна быстро расходились, ускоряя распространение вековых резонансов. Эта эволюция орбит планет-гигантов, аналогичная процессам, описанным исследователями экзопланет, упоминается как сценарий прыжка Юпитера.
Встречи между ледяной гигант и Юпитер в сценарии прыгающего Юпитера часто приводят к выбросу ледяного гиганта. Чтобы этот ледяной гигант сохранил его эксцентриситет, он должен быть демпфирован динамическим трением с планетезимальным диском, поднимающим его перигелий за пределы орбиты Сатурна. Массы планетезимальных дисков, обычно используемые в модели Ниццы, часто недостаточны для этого, оставляя системы, начинающиеся с четырех планет-гигантов, только с тремя в конце нестабильности. Выброса ледяного гиганта можно избежать, если масса диска больше, но разделение Юпитера и Сатурна часто становится слишком большим, а их эксцентриситеты становятся слишком маленькими по мере очищения большего диска. Эти проблемы побудили Дэвида Несворни из Юго-Западного исследовательского института предположить, что Солнечная система началась с пяти планет-гигантов с дополнительной планетой массы Нептуна между Сатурном и Ураном. Используя тысячи симуляций с различными начальными условиями, он обнаружил, что симуляции, начинающиеся с пяти планет-гигантов, в десять раз чаще воспроизводят орбиты внешних планет. Последующее исследование, проведенное Дэвидом Несворни и Алессандро Морбиделли, показало, что произошел требуемый скачок в соотношении периодов Юпитера и Сатурна, и орбиты внешних планет были воспроизведены в 5% симуляций для одной системы из пяти планет по сравнению с менее чем 1%. для четырехпланетных систем. Наиболее успешные из них начались со значительной миграции Нептуна, нарушившей планетезимальный диск, прежде чем столкновения планет были вызваны пересечением резонанса. Это уменьшает вековое трение, позволяя сохранить эксцентриситет Юпитера после того, как он будет возбужден резонансными пересечениями и планетными столкновениями.
Константин Батыгин, Майкл Э. Браун и Хайден Беттс, напротив, обнаружили четырех- и пятипланетные системы имели схожую вероятность (4% против 3%) воспроизведения орбит внешних планет, включая колебания эксцентриситетов Юпитера и Сатурна, а также горячих и холодных популяций пояса Койпера. В их исследованиях требовалось, чтобы орбита Нептуна имела фазу высокого эксцентриситета, во время которой имплантировалось горячее население. Быстрая прецессия орбиты Нептуна в этот период из-за взаимодействий с Ураном также была необходима для сохранения первозданного пояса холодных классических объектов. Для системы из пяти планет они обнаружили, что низкие эксцентриситеты холодного классического пояса лучше всего сохраняются, если пятая планета-гигант будет выброшена за 10 000 лет. Поскольку их исследование рассматривало только внешнюю Солнечную систему, оно не включало требования о быстром расхождении орбит Юпитера и Сатурна, что было бы необходимо для воспроизведения нынешней внутренней Солнечной системы.
В ряде предыдущих работ также моделировались. Солнечные системы с дополнительными планетами-гигантами. Исследование Томмса, 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 между Юпитером и Сатурном. Исследование Морбиделли, Циганиса, Криды, Левисона и Гомеса было более успешным в воспроизведении Солнечной системы, начиная с четырехпланетной системы в компактной резонансной цепи. Они также смоделировали захват планет в резонансной цепочке из пяти планет и отметили, что планеты имели больший эксцентриситет, и система стала нестабильной в течение 30 млн лет. Форд и Чан смоделировали системы планет в упакованной олигархии, результат их формирования в более массивном динамически холодном диске. Они обнаружили, что дополнительные планеты будут выброшены, когда плотность изначального диска снизится. Моделирование Левисона и Морбиделли, напротив, показало, что планеты в таких системах будут расширяться, а не выбрасываться.
Планеты-гиганты начинаются в цепочке резонансов. Во время их формирования в протопланетном диске взаимодействия между планетами-гигантами и газовым диском заставили их мигрировать внутрь к Солнцу. Внутренняя миграция Юпитера продолжалась до тех пор, пока не была остановлена или обращена вспять, как в модели Grand Tack, когда он захватил более быстро перемещающийся Сатурн в резонансе среднего движения. Цепочка резонансов была расширена, поскольку три ледяных гиганта также мигрировали внутрь и были захвачены в дальнейших резонансах. Дальнейшая миграция Нептуна наружу в планетезимальный диск до того, как начнутся встречи с планетами, 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 2 AU. Хотя эта резонансная цепочка имеет наибольшую вероятность воспроизведения миграции Нептуна, другие резонансные цепочки также возможны, если нестабильность возникла на ранней стадии.
Поздняя нестабильность могла последовать за продолжительным периодом медленной миграции, вызванной пылью. Сочетание позднего ухода из резонансной цепи, как описано в модели Nice 2, и дальнего перемещения Нептуна маловероятно. Если внутренний край планетезимального диска близок, происходит ранний выход из резонанса, если он находится далеко, нестабильность обычно срабатывает до того, как произойдет значительная миграция Нептуна. Этот пробел можно восполнить, если за ранним выходом из резонанса следует длительный период медленной миграции, вызванной пылью. В этом случае маловероятны другие резонансные цепочки, кроме 3: 2, 3: 2, 2: 1, 3: 2. Неустойчивости возникают во время медленной миграции для более плотных резонансных цепочек, а дальний диск нереально узок для более расслабленных резонансных цепочек. Скорость миграции, вызванной пылью, со временем замедляется по мере уменьшения скорости образования пыли. В результате время нестабильности чувствительно к факторам, которые определяют скорость образования пыли, таким как распределение размеров и сила планетезималей.
Время Изначально предполагалось, что нестабильность в модели Ниццы совпала с поздней тяжелой бомбардировкой, всплеском частоты столкновений, который, как полагают, произошел через несколько сотен миллионов лет после образования Солнечной системы. Однако недавно был поднят ряд вопросов, касающихся сроков нестабильности модели Ниццы, было ли это причиной поздней тяжелой бомбардировки и могла ли альтернатива лучше объяснить связанные с ней кратеры и ударные бассейны. Однако большинство эффектов нестабильности модели Ниццы на орбиты планет-гигантов и на орбиты различных популяций малых тел, возникших во внешнем планетезимальном диске, не зависят от его времени.
Модель Ниццы с пятью планетами с поздней нестабильностью имеет низкую вероятность воспроизведения орбит планет земной группы. Отношение периодов Юпитера и Сатурна делает скачок от менее 2,1 до более чем 2,3, необходимый для избежания пересечений вековых резонансов в небольшой части моделирования (7-8,7%), а эксцентриситет планет земной группы также может быть возбужден, когда Юпитер сталкивается с ледяной гигант. В исследовании Натана Кайба и Джона Чемберса это привело к тому, что орбиты планет земной группы были воспроизведены в нескольких процентах моделирования, и только 1% воспроизводил орбиты планет земной группы и планет-гигантов. Это привело Кайба и Чемберса к предположению, что нестабильность возникла раньше, до образования планет земной группы. Однако скачок отношения орбитальных периодов Юпитера и Сатурна по-прежнему необходим для воспроизведения пояса астероидов, уменьшая преимущество ранней нестабильности. Предыдущее исследование Рамона Брассера, Кевина Уолша и Дэвида Несворни обнаружило разумную вероятность (более 20%) воспроизведения внутренней Солнечной системы с использованием выбранной модели из пяти планет. Формы ударных бассейнов на Япете также соответствуют поздней бомбардировке.
Достаточная масса может не остаться в планетезимальном диске после 400 миллионов лет столкновительного измельчения, чтобы соответствовать моделям нестабильности. Если распределение размеров планетезимального диска изначально походило на его текущее распределение и включало тысячи объектов массы Плутона, происходит значительная потеря массы. Это оставляет диск с массой менее 10 масс Земли, в то время 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 размера. Напротив, на ранней стадии нестабильности происходит гораздо меньшая потеря массы и небольшое изменение распределения по размерам. Если бы планетезимальный диск начинался без объектов массы Плутона, столкновение со столкновениями началось бы по мере их формирования из меньшего объекта, со временем, зависящим от начального размера объектов и массы планетезимального диска.
Бинарные объекты, такие как Патрокл -Менетий был бы разделен из-за столкновений, если бы нестабильность была поздно. Патрокл и Менотиус - это пара объектов длиной около 100 км, вращающихся по орбите с разделением на 680 км и относительной скоростью около 11 м / с. Хотя этот двоичный файл остается в массивном планетезимальном диске, он уязвим для разделения из-за столкновения. Приблизительно ~ 90% подобных двойных систем разделяются на сто миллионов лет при моделировании, и через 400 миллионов лет вероятность их выживания падает до 7 × 10. Присутствие Патрокла-Менетия среди троянцев Юпитера требует, чтобы нестабильность гигантской планеты произошла в течение 100 миллионов лет. формирования Солнечной системы.
Взаимодействие между объектами с массой Плутона во внешнем планетезимальном диске может привести к ранней нестабильности. Гравитационные взаимодействия между самыми большими планетезимали динамически нагревают диск, увеличивая эксцентриситет их орбит. Увеличенные эксцентриситеты также уменьшают расстояние их перигелия, заставляя некоторые из них выходить на орбиты, которые пересекают орбиты внешней планеты-гиганта. Гравитационное взаимодействие между планетезималиями и планетой позволяет им вырваться из резонансной цепи и управлять их миграцией наружу. В симуляциях это часто приводит к резонансным пересечениям и нестабильности в течение 100 миллионов лет.
Бомбардировка, произведенная моделью Ниццы, может не соответствовать поздней тяжелой бомбардировке. Распределение размеров ударных элементов, аналогичное астероидам, привело бы к слишком большому количеству бассейнов столкновения с кратерами меньшего размера. Для соответствия этому ограничению самый внутренний пояс астероидов потребует другого распределения по размерам, возможно, из-за того, что его небольшие астероиды являются результатом столкновений между небольшим количеством крупных астероидов. Хотя модель Ниццы предсказывает бомбардировку как астероидами, так и кометами, большинство свидетельств (хотя и не все) указывают на бомбардировку, в которой преобладают астероиды. Это может отражать уменьшенную кометную бомбардировку в модели пяти планет Ниццы и значительную потерю массы или распад комет после входа во внутреннюю часть Солнечной системы, что потенциально позволяет потерять свидетельства кометной бомбардировки. Однако две недавние оценки бомбардировки астероидов также показали, что этого недостаточно для объяснения поздней тяжелой бомбардировки. Воспроизведение лунных кратеров и ударных бассейнов, идентифицированных в результате поздней тяжелой бомбардировки, примерно 1/6 кратеров диаметром более 150 км, а также кратеров на Марсе возможно, если использовать другой закон масштабирования кратеров. Оставшиеся лунные кратеры тогда были бы результатом другой популяции ударников с другим распределением размеров, возможно, планетезималей, оставшихся после образования планет. Этот закон масштабирования кратеров также более успешен при воспроизведении недавно образовавшихся крупных кратеров.
Кратеры и ударные бассейны, идентифицированные в результате поздней тяжелой бомбардировки, могут иметь другую причину. Некоторые недавно предложенные альтернативы включают обломки от удара, который сформировал бассейн Бореалис на Марсе, и катастрофические столкновения между потерянными планетами, когда-то вращавшимися внутри Меркурия. У этих объяснений есть свои собственные потенциальные проблемы, например, время формирования бассейна Бореалис и должны ли объекты оставаться на орбитах внутри Меркурия. Также была предложена монотонно убывающая бомбардировка планетезималиями, оставшимися от образования планет земной группы. Эта гипотеза требует, чтобы лунная мантия кристаллизовалась относительно поздно, что может объяснить различные концентрации высоко сидерофильных элементов на Земле и Луне. 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.
Согласно Несворному, коллеги предложили несколько названий гипотетической пятой гигантской планеты - Аид в честь греческого бога подземного мира; Liber, после римского бога вина и родственника Диониса и Вакха ; и Мефитис, в честь римской богини ядовитых газов. Другое предположение - «Вещь 1» из детской книги доктора Сьюза Кот в шляпе. Однако самому Несворному такие предложения не нравятся. Некоторые другие предлагаемые обозначения включают название Utorcin для дополнительного ледяного гиганта.
В январе 2016 года Батыгин и Браун предположили, что далекая массивная девятая планета ответственна за выравнивание перигелиев нескольких транснептуновых объектов. с большими полуосями более 250 а.е. Хотя механизм выброса пятой планеты-гиганта в модели с пятью планетами Ниццы напоминает происхождение Девятой планеты с гравитационной нестабильностью, включая столкновение с Юпитером, вряд ли это будет та же самая планета. Расчетное время захвата Девятой планеты на ее далекую орбиту, от трех до десяти миллионов лет после образования Солнечной системы, когда Солнце все еще находилось в скоплении рождения, несовместимо с планетой-гигантом. нестабильность, которая стала причиной поздней тяжелой бомбардировки. Соседняя звезда, достаточно близкая, чтобы помочь в захвате Девятой Планеты, также приведет к захвату объектов облака Оорта на орбитах, намного более близких, чем это было оценено по орбитам комет. Однако Батыгин и Браун отметили, что существует возможность удержания выброшенного гиганта из-за взаимодействия с протопланетным диском. Кроме того, в ноябре 2017 года Браун заявил в ответе на запрос в Твиттере о корреляции между моделью пяти планет Ниццы и Девятой планетой: «Я бы сказал [sic], что это хороший шанс, что Девятая планета - это хорошая планета №5» 65>
