Войти
Модель Nice () модель сценарий динамической эволюции Солнечной системы. Он назван в честь расположения Observatoire de la Côte d'Azur, где он был первоначально построен в 2005 году в Ницце, Франция. Он предлагает миграцию планет-гигантов из первоначальной компактной конфигурации в их нынешнее положение спустя долгое время после рассеяния исходного протопланетного диска. Этим он отличается от более ранних моделей формирования Солнечной системы. Эта миграция планет используется в динамическом моделировании Солнечной системы для объяснения исторических событий, включая позднюю тяжелую бомбардировку внутренней части Солнечной системы., образование облака Оорта и существование популяций малых тел Солнечной системы, включая пояс Койпера, Нептун и Трояны Юпитера и многочисленные резонансные транснептуновые объекты, в которых доминирует Нептун.
Его успех в воспроизведении многих наблюдаемых особенностей Солнечной системы принес ему широкое признание как текущую наиболее реалистичную модель ранней эволюции Солнечной системы, хотя она не пользуется всеобщим одобрением среди планетологов. Более поздние исследования выявили ряд различий между предсказаниями исходной модели Ниццы и наблюдениями за текущей Солнечной системой, например, орбитами планет земной группы и астероидов, что привело к ее модификации.
Моделирование, показывающее внешние планеты и планетезимальный пояс: а) ранняя конфигурация до того, как Юпитер и Сатурн достигнут резонанса 2: 1; б) рассеяние планетезималей во внутренние области Солнечной системы после орбитального сдвига Нептуна (темно-синий) и Урана (светло-синий); в) после выброса планетезималей планетами. Исходное ядро модели Найс - тройка статей, опубликованных в общем научном журнале Nature в 2005 году международным сотрудничеством ученых:, Хэл Левисон, Алессандро Морбиделли и. В этих публикациях четыре автора предположили, что после рассеяния газа и пыли первичного диска Солнечной системы четыре планеты-гиганта (Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун ) были первоначально обнаружены на почти круговых орбитах между ~ 5.5 и ~ 17 астрономическими единицами (а.е.), гораздо более близко расположенными и компактными чем в настоящем. Большой плотный диск из маленьких скал и льда планетезималей общей массой около 35 масс Земли простирался от орбиты самой удаленной планеты-гиганта до примерно 35 а.е.
Ученые настолько мало понимают формирование Урана и Нептуна, что Левисон заявляет: «Возможности, касающиеся образования Урана и Нептуна, почти безграничны». Однако предполагается, что эта планетная система развивалась следующим образом: Планетезимали на внутреннем крае диска иногда проходят через гравитационные столкновения с самой внешней планетой-гигантом, которые меняют орбиты планетезималей. Планеты разбрасывают большинство небольших ледяных тел, с которыми они сталкиваются, внутрь, обмениваясь угловым моментом с рассеянными объектами, так что планеты в ответ перемещаются наружу, сохраняя угловой момент системы. Эти планетезимали затем аналогичным образом рассеиваются от следующей планеты, с которой они сталкиваются, последовательно перемещая орбиты Урана, Нептуна и Сатурна наружу. Несмотря на незначительное движение, которое может произвести каждый обмен импульсом, в совокупности эти планетезимальные встречи сдвигают (мигрируют ) орбиты планет на значительную величину. Этот процесс продолжается до тех пор, пока планетезимали не взаимодействуют с самой внутренней и самой массивной планетой-гигантом, Юпитером, чья огромная гравитация отправляет их на высокоэллиптические орбиты или даже не выталкивает их прямо из Солнечной системы. Это, напротив, заставляет Юпитер немного двигаться внутрь.
Низкая скорость орбитальных встреч определяет скорость, с которой планетезимали исчезают с диска, и соответствующую скорость миграции. После нескольких сотен миллионов лет медленной постепенной миграции Юпитер и Сатурн, две самые внутренние планеты-гиганты, пересекают свой общий резонанс среднего движения 1: 2 . Этот резонанс увеличивает их эксцентриситет орбит, дестабилизируя всю планетную систему. Расположение планет-гигантов меняется быстро и резко. Юпитер сдвигает Сатурн к его нынешнему положению, и это перемещение вызывает взаимные гравитационные столкновения между Сатурном и двумя ледяными гигантами, которые перемещают Нептун и Уран на гораздо более эксцентричные орбиты. Эти ледяные гиганты затем врезаются в диск планетезималей, разбрасывая десятки тысяч планетезималей со своих ранее стабильных орбит во внешней Солнечной системе. Это разрушение почти полностью рассеивает первичный диск, удаляя 99% его массы, сценарий, который объясняет современное отсутствие плотной транснептуновой популяции. Некоторые планетезимали выбрасываются во внутренние области Солнечной системы, вызывая внезапный приток ударов по планетам земной группы : Поздняя тяжелая бомбардировка.
В конце концов, планеты-гиганты достигают своей текущей орбитальной большой полуоси, а динамическое трение с оставшимся планетезимальным диском гасит их эксцентриситет и делает орбиты Урана и Нептуна снова круговыми.
In около 50% начальных моделей Циганиса и его коллег, Нептуна и Урана также меняются местами. Обмен Урана и Нептуна согласуется с моделями их образования в диске, поверхностная плотность которого уменьшается с увеличением расстояния от Солнца, что предсказывает, что массы планет также должны уменьшаться с удалением от Солнца.
Пример Хорошая модель моделирования миграции солнечного расстояния четырех планет-гигантов. Запуск динамических моделей Солнечной системы с различными начальными условиями для смоделированной длины истории Солнца Система будет производить различные популяции объектов в Солнечной системе. Поскольку начальные условия модели могут изменяться, каждая популяция будет более или менее многочисленной и будет иметь определенные орбитальные свойства. Доказать модель эволюции ранней Солнечной системы сложно, поскольку эту эволюцию нельзя наблюдать напрямую. Однако об успехе любой динамической модели можно судить, сравнивая прогнозы численности населения на основе моделирования с астрономическими наблюдениями за этими популяциями. В настоящее время компьютерные модели Солнечной системы, начатые с начальных условий сценария Ниццы, лучше всего соответствуют многим аспектам наблюдаемой Солнечной системы.
Кратер запись на Луне и на планетах земной группы является одним из основных свидетельств поздней тяжелой бомбардировки (LHB): увеличения числа ударов примерно через 600 миллионов лет после образования Солнечной системы. В модели Ниццы ледяные планетезимали рассыпаются по орбитам, пересекающим планету, когда внешний диск разрушается Ураном и Нептуном, вызывая резкий всплеск ударов ледяных объектов. Миграция внешних планет также вызывает среднее движение и вековые резонансы, которые охватывают внутреннюю часть Солнечной системы. В поясе астероидов они возбуждают эксцентриситет астероидов, выводящих их на орбиты, пересекающие орбиты планет земной группы, вызывая более продолжительный период столкновений с каменными объектами и унося примерно 90% их массы. Число планетезималей, которые могли бы достичь Луны, согласуется с данными кратера от LHB. Однако орбитальное распределение остальных астероидов не соответствует наблюдениям. Во внешней Солнечной системе ударов по спутникам Юпитера достаточно, чтобы вызвать дифференциацию Ганимеда, но не Каллисто. Однако воздействие ледяных планетезималей на внутренние луны Сатурна является чрезмерным, что приводит к испарению их льда.
После того, как Юпитер и Сатурн пересекают резонанс 2: 1, их комбинированное гравитационное воздействие дестабилизирует коорбитальную область троянца, позволяя существующим троянским группам в L 4 и L 5точках Лагранжа Юпитера и Нептуна улетать и новым объектам внешний планетезимальный диск, который нужно захватить. Объекты в коорбитальной области троянца подвергаются либрации, циклически дрейфуя относительно точек L 4 и L 5. Когда Юпитер и Сатурн находятся рядом, но не в резонансе, место, где Юпитер проходит мимо Сатурна относительно их перигелиев, циркулирует медленно. Если период этой циркуляции попадает в резонанс с периодом либрации троянов, диапазон их либраций может увеличиваться, пока они не ускользнут. Когда это происходит, коорбитальная область трояна становится «динамически открытой», и объекты могут как убегать, так и проникать в нее. Первобытные трояны убегают, и часть множества объектов из нарушенного планетезимального диска временно населяет его. Позже, когда орбиты Юпитера и Сатурна удаляются дальше друг от друга, троянская область становится «динамически закрытой», и планетезимали в троянской области захватываются, и многие из них остаются сегодня. Захваченные трояны имеют широкий спектр задатков, которые ранее не были поняты из-за их неоднократных встреч с планетами-гигантами. Угол либрации и эксцентриситет моделируемой популяции также соответствуют наблюдениям за орбитами троянов Юпитера. Этот механизм модели Ниццы также генерирует троянцев Нептуна.
Большое количество планетезималей также могло быть захвачено в резонансах среднего движения Юпитера, когда Юпитер мигрировал внутрь. Те, что остались в резонансе 3: 2 с Юпитером, образуют семейство Хильды. Эксцентриситет других объектов снизился, пока они находились в резонансе, и ушли на стабильные орбиты во внешнем поясе астероидов на расстояниях более 2,6 а.е. по мере того, как резонансы перемещались внутрь. Эти захваченные объекты затем подверглись бы столкновительной эрозии, измельчая популяцию на более мелкие фрагменты, на которые затем можно было воздействовать эффектом Ярковского, вызывая дрейф небольших объектов в нестабильные резонансы, и Пойнтинг-Робертсон. перетащите, заставляя более мелкие зерна дрейфовать к солнцу. Эти процессы удаляют более 90% исходной массы, имплантированной в пояс астероидов, согласно Боттке и его коллегам. Частотно-размерное распределение этой моделируемой популяции после этой эрозии полностью согласуется с наблюдениями. Это говорит о том, что Троянцы Юпитера, Хильды и некоторые из внешних поясов астероидов, все спектральные астероиды D-типа, являются остатками планетезималей от этого процесса захвата и эрозии. Также было высказано предположение, что карликовая планета Церера была захвачена с помощью этого процесса. Недавно были обнаружены несколько астероидов типа D с большой полуосью менее 2,5 а.е., что ближе, чем те, которые были бы зафиксированы в оригинальной модели Ниццы.
Любые исходные популяции нерегулярных спутников, захваченные традиционными механизмами, такими как сопротивление или удары аккреционных дисков, будут потеряны во время столкновений между планетами во время глобальной нестабильности системы. В модели Ниццы внешние планеты сталкиваются с большим количеством планетезималей после того, как Уран и Нептун входят и разрушают планетезимальный диск. Часть этих планетезималей захвачена этими планетами посредством трехстороннего взаимодействия во время встреч между планетами. Вероятность того, что любой планетезималь будет захвачен ледяным гигантом, относительно высока, несколько 10. Эти новые спутники могут быть захвачены практически под любым углом, поэтому в отличие от обычных спутников из Сатурн, Уран и Нептун, они не обязательно вращаются в экваториальных плоскостях планет. Некоторые нерегулярные предметы могли даже обмениваться между планетами. Полученные в результате неправильные орбиты хорошо совпадают с большими полуосями, наклонами и эксцентриситетами наблюдаемых популяций. Последующие столкновения между этими захваченными спутниками могли создать предполагаемые конфликтующие семейства, наблюдаемые сегодня. Эти столкновения также необходимы для размывания населения до нынешнего распределения по размерам.
Тритон, самый большой спутник Нептуна, можно объяснить, если он был захвачен во взаимодействии трех тел, включающем разрушение двойного планетоида. Такое нарушение двоичной системы было бы более вероятно, если бы Тритон был меньшим членом двоичной системы. Однако захват Тритона был бы более вероятен в ранней Солнечной системе, когда газовый диск гасил бы относительные скорости, а реакции бинарного обмена, как правило, не обеспечивали бы большое количество мелких нерегулярных частиц.
Не было достаточно взаимодействий. между Юпитером и другими планетами, чтобы объяснить свиту Юпитера неправильных форм в начальных моделях Ниццы, которые воспроизводили другие аспекты внешней Солнечной системы. Это говорит о том, что либо на этой планете работал второй механизм, либо что ранние модели не воспроизводили эволюцию орбит планет-гигантов.
Миграция внешние планеты также необходимы для объяснения существования и свойств самых отдаленных регионов Солнечной системы. Первоначально пояс Койпера был намного плотнее и ближе к Солнцу, с внешним краем примерно в 30 а.е. Его внутренний край находился сразу за орбитами Урана и Нептуна, которые, в свою очередь, были намного ближе к Солнцу, когда они сформировались (скорее всего, в диапазоне 15–20 а.е.), и в противоположных местах, с Ураном дальше от Солнца, чем Нептун.
Гравитационные столкновения между планетами рассеивают Нептун наружу в планетезимальный диск с большой полуосью ~ 28 а.е. и эксцентриситетом до 0,4. Высокий эксцентриситет Нептуна приводит к тому, что его резонансы среднего движения перекрываются, и орбиты в области между Нептуном и его резонансами среднего движения 2: 1 становятся хаотическими. Орбиты объектов между Нептуном и краем планетезимального диска в это время могут развиваться наружу на стабильные орбиты с низким эксцентриситетом в этой области. Когда эксцентриситет Нептуна гасится динамическим трением, они оказываются в ловушке на этих орбитах. Эти объекты образуют динамически холодный пояс, поскольку их наклоны остаются небольшими в течение короткого времени, когда они взаимодействуют с Нептуном. Позже, когда Нептун мигрирует наружу по орбите с низким эксцентриситетом, объекты, которые были разбросаны наружу, попадают в его резонансы, и их эксцентриситет может уменьшаться, а их наклоны увеличиваются из-за механизма Козая, позволяя им сбежать на стабильные орбиты с большим наклонением. Другие объекты остаются захваченными в резонансе, образуя плутино и другие резонансные популяции. Эти две группы населения динамично горячие, с более высокими наклонностями и эксцентриситетом; из-за того, что они разбросаны наружу и более длительный период взаимодействия этих объектов с Нептуном.
Эта эволюция орбиты Нептуна создает как резонансные, так и нерезонансные популяции, внешний край в резонансе Нептуна 2: 1 и небольшую массу относительно исходного планетезимального диска. Избыток низко наклоненных плутино в других моделях избегается из-за того, что Нептун рассеивается наружу, оставляя свой резонанс 3: 2 за исходным краем планетезимального диска. Различные начальные местоположения, с холодными классическими объектами, происходящими в основном из внешнего диска, и процессы захвата, предлагают объяснения бимодального распределения наклона и его корреляции с составами. Однако эта эволюция орбиты Нептуна не учитывает некоторые характеристики орбитального распределения. Он предсказывает более высокий средний эксцентриситет на орбитах классических объектов пояса Койпера, чем наблюдаемый (0,10–0,13 против 0,07), и не дает достаточно объектов с большим наклоном. Он также не может объяснить очевидное полное отсутствие серых объектов в холодном населении, хотя было высказано предположение, что цветовые различия возникают частично из-за процессов поверхностной эволюции, а не полностью из-за различий в изначальном составе.
Нехватка Объекты с наименьшим эксцентриситетом, предсказанные в модели Ниццы, могут указывать на то, что холодная популяция сформировалась на месте. В дополнение к разным орбитам горячее и холодное население имеет разные цвета. Холодное население заметно краснее горячего, что позволяет предположить, что оно имеет другой состав и сформировалось в другом регионе. Холодное население также включает большое количество двойных объектов со слабо связанными орбитами, которые вряд ли переживут близкое столкновение с Нептуном. Если холодная популяция сформировалась в ее нынешнем местоположении, для ее сохранения потребовалось бы, чтобы эксцентриситет Нептуна оставался небольшим или чтобы его перигелий быстро прецессировал из-за сильного взаимодействия между ним и Ураном.
Объекты, разбросанные Нептуном наружу на орбиты с большой полуосью более 50 а.е., могут быть захвачены в резонансах, формирующих резонансную совокупность рассеянного диска, или, если их эксцентриситет уменьшается во время резонанса, они могут выйти из резонанса на устойчивые орбиты в рассеянном диске во время миграции Нептуна. Когда эксцентриситет Нептуна велик, его афелий может выходить далеко за пределы его текущей орбиты. Объекты, которые достигают перигелий, близких к перигелийам Нептуна или превышающих их в это время, могут отделяться от Нептуна, когда его эксцентриситет затухает, уменьшая афелий, и они остаются на стабильных орбитах в рассеянном диске.
Объекты, рассеянные Ураном и Нептуном наружу на более крупные орбиты (примерно 5000 а.е.) их перигелий может быть поднят галактическим приливом, отделяющим их от влияния планет, образующих внутреннее облако Оорта с умеренным наклоном. Другие, которые достигают еще больших орбит, могут быть возмущены ближайшими звездами, образующими внешнее облако Оорта с изотропными наклонами. Объекты, рассеянные Юпитером и Сатурном, обычно выбрасываются из Солнечной системы. В этих резервуарах может находиться несколько процентов исходного планетезимального диска.
Модель Nice претерпела ряд изменений с момента ее первой публикации. Некоторые изменения отражают лучшее понимание формирования Солнечной системы, в то время как другие были внесены после того, как были выявлены значительные различия между ее предсказаниями и наблюдениями. Гидродинамические модели ранней Солнечной системы показывают, что орбиты планет-гигантов сойдутся, что приведет к их захвату в серию резонансов. Было также показано, что медленное приближение Юпитера и Сатурна к резонансу 2: 1 перед нестабильностью и плавное разделение их орбит впоследствии изменяет орбиты объектов во внутренней Солнечной системе из-за широких вековых резонансов. Первый может привести к пересечению орбиты Марса орбиты других планет земной группы, что дестабилизирует внутреннюю часть Солнечной системы. Если бы первого избегали, последние все равно оставили бы орбиты планет земной группы с большим эксцентриситетом. Орбитальное распределение пояса астероидов также изменится, оставив его с избытком объектов с большим наклонением. Другие различия между предсказаниями и наблюдениями включали захват Юпитером нескольких спутников неправильной формы, испарение льда с внутренних спутников Сатурна, нехватку объектов с большим наклонением, захваченных в поясе Койпера, и недавнее открытие астероидов D-типа во внутренних лунах. пояс астероидов.
Первыми модификациями модели Ниццы были начальные положения планет-гигантов. Исследования поведения планет, вращающихся в газовом диске, с использованием гидродинамических моделей показывают, что планеты-гиганты будут мигрировать к Солнцу. Если бы миграция продолжилась, это привело бы к тому, что Юпитер вращался бы близко к Солнцу, как недавно обнаруженные экзопланеты, известные как горячие Юпитеры. Однако захват Сатурна в резонансе с Юпитером предотвращает это, а последующий захват других планет приводит к четырехкратной резонансной конфигурации с Юпитером и Сатурном в их резонансе 3: 2 . Также был предложен механизм замедленного срыва этого резонанса. Гравитационные столкновения с объектами внешнего диска с массой Плутона будут перемешивать их орбиты, вызывая увеличение эксцентриситетов, а через соединение их орбит - внутреннюю миграцию планет-гигантов. Во время этой внутренней миграции будут пересекаться вековые резонансы, которые изменят эксцентриситет орбит планет и нарушат четверной резонанс. Затем следует поздняя нестабильность, аналогичная исходной модели Nice. В отличие от оригинальной модели Ниццы, время этой нестабильности не зависит от начальных орбит планет или расстояния между внешней планетой и планетезимальным диском. Комбинация резонансных планетных орбит и поздней нестабильности, вызванной этими долгими далекими взаимодействиями, была названа моделью Ниццы 2.
Второй модификацией было требование, чтобы один из ледяных гигантов столкнулся с Юпитером, в результате чего его ось для прыжка. В этом сценарии с прыгающим Юпитером ледяной гигант встречает Сатурн и рассеивается внутрь на орбиту, пересекающую Юпитер, в результате чего орбита Сатурна расширяется; затем встречает Юпитер и рассеивается наружу, в результате чего орбита Юпитера сокращается. Это приводит к ступенчатому разделению орбит Юпитера и Сатурна вместо плавной расходящейся миграции. Поэтапное разделение орбит Юпитера и Сатурна позволяет избежать медленных колебаний вековых резонансов во внутренней части Солнечной системы, которые увеличивают эксцентриситет планет земной группы и покидают пояс астероидов с чрезмерным соотношением объектов с высоким и низким наклонением. Встречи между ледяным гигантом и Юпитером в этой модели позволяют Юпитеру обзавестись своими спутниками неправильной формы. Трояны Юпитера также захватываются после этих столкновений, когда большая полуось Юпитера перескакивает, и, если ледяной гигант проходит через одну из точек либрации, рассеивающих троянов, одна популяция истощается по сравнению с другой. Более быстрое прохождение вековых резонансов через пояс астероидов ограничивает потерю астероидов из его ядра. Большинство каменистых ударников поздней тяжелой бомбардировки вместо этого происходят из внутреннего расширения, которое нарушается, когда планеты-гиганты достигают своих нынешних позиций, а остатки остаются в виде астероидов Венгрии. Некоторые астероиды D-типа внедряются во внутренний пояс астероидов, в пределах 2,5 а.е., во время встреч с ледяным гигантом, когда он пересекает пояс астероидов.
Частый выброс Моделирование столкновения ледяного гиганта с Юпитером привело Дэвида Несворни и других к выдвижению гипотезы о ранней Солнечной системе с пятью планетами-гигантами, одна из которых была выброшена во время нестабильности. Эта модель с пятью планетами в Ницце начинается с планет-гигантов в резонансной цепочке 3: 2, 3: 2, 2: 1, 3: 2 с планетезимальным диском, вращающимся за ними. После разрыва резонансной цепи Нептун сначала мигрирует наружу в планетезимальный диск, достигая 28 а.е., прежде чем начнутся встречи между планетами. Эта начальная миграция уменьшает массу внешнего диска, позволяя сохранить эксцентриситет Юпитера, и создает пояс Койпера с распределением наклона, которое соответствует наблюдениям, если в планетезимальном диске осталось 20 масс Земли, когда эта миграция началась. Эксцентриситет Нептуна может оставаться небольшим во время нестабильности, поскольку он сталкивается только с выброшенным ледяным гигантом, что позволяет сохранить холодный классический пояс на месте. Планетезимальный пояс с меньшей массой в сочетании с возбуждением наклонений и эксцентриситетов объектами с массой Плутона также значительно снижает потерю льда внутренними лунами Сатурна. Комбинация позднего разрыва резонансной цепи и миграции Нептуна на 28 а.е. до возникновения нестабильности маловероятна для модели Ниццы 2. Этот разрыв может быть перекрыт медленной миграцией пыли в течение нескольких миллионов лет после раннего выхода из резонанса. Недавнее исследование показало, что модель Ниццы с пятью планетами имеет статистически небольшую вероятность воспроизведения орбит планет земной группы. Хотя это подразумевает, что нестабильность возникла до образования планет земной группы и не могла быть источником поздней тяжелой бомбардировки, преимущество ранней нестабильности уменьшается из-за значительных скачков большой полуоси Юпитера и Сатурна, необходимых для сохранить пояс астероидов.
 | Викискладе есть материалы, связанные с Хорошей моделью. |
