Модель Five-planet Nice - Five-planet Nice model

В пятипланетная хорошая модель это недавний вариант Хорошая модель что начинается с пяти планеты-гиганты, четыре плюс дополнительные ледяной гигант (между Сатурном и Ураном) в цепи резонансов среднего движения.

После резонанс цепь разорвана, пять планет-гигантов претерпевают период миграции под действием планетезималей, за которым следует нестабильность с гравитационными столкновениями между планетами, аналогичными той, что была в исходной модели Ниццы. Во время нестабильности дополнительная планета-гигант рассеивается внутрь на орбиту, пересекающую Юпитер, и выбрасывается из Солнечная система после встречи с Юпитером. An ранняя солнечная система с пятью планетами-гигантами было предложено в 2011 году после того, как численные модели показали, что это с большей вероятностью воспроизводит текущую Солнечную систему.[1]

Хорошая модель пяти планет

Ниже представлена ​​версия модели Ниццы с пятью планетами, которая приводит к ранней нестабильности и воспроизводит ряд аспектов текущей Солнечной системы. Хотя в прошлом нестабильность планеты-гиганта была связана с Поздняя тяжелая бомбардировка, ряд недавних исследований показывают, что нестабильность гигантской планеты произошла рано.[2][3][4][5] Солнечная система может иметь началось с планетами-гигантами в другой резонансной цепочке.[6]

Солнечная система заканчивает свое фаза туманности с Юпитер, Сатурн, и три ледяных гиганта в резонансной цепочке 3: 2, 3: 2, 2: 1, 3: 2 с полуглавные оси от 5,5 до 20 Австралия. Плотный диск планетезимали орбиты за пределами этих планеты, простираясь с 24 до 30 а.е.[6] Планетезимали в этом диске перемешиваются за счет гравитационные взаимодействия между ними, увеличивая эксцентриситет и наклонности их орбит. При этом диск расширяется, подталкивая свой внутренний край к орбитам планет-гигантов.[5] Столкновения Между планетезимали во внешнем диске также образуются обломки, которые превращаются в пыль в результате каскада столкновений. Пыль движется по спирали внутрь к планетам из-за Драг Пойнтинг-Робертсон и в конечном итоге достигает Нептун орбита.[6] Гравитационное взаимодействие с пылью или с рассеянными внутрь планетезимали позволяет планетам-гигантам вырваться из резонансной цепи примерно через десять миллионов лет после рассеяния газовый диск.[6][7]

Затем планеты претерпевают планетезимальная миграция когда они встречаются и обмениваются угловой момент с увеличением числа планетезималей.[6] Чистый перенос планетезималей внутрь и внешняя миграция Нептуна происходит во время этих столкновений, поскольку большинство из них разбросанный возвращение наружу, чтобы встретиться снова, в то время как некоторые из разбросанных внутрь не могут вернуться после встречи Уран. 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.[8] Спустя 10 миллионов лет расходящаяся миграция планет приводит к резонансным пересечениям, вызывая эксцентриситет планет-гигантов и дестабилизируя планетную систему, когда Нептун находится около 28 а.е.[9]

Во время этой нестабильности происходит выброс дополнительного ледяного гиганта. 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 быстрому увеличению отношения их орбит. периоды пока он не станет больше 2,3.[10] Ледяной гигант также встречает Уран и Нептун и пересекает части пояс астероидов поскольку эти столкновения увеличивают эксцентриситет и большую полуось его орбиты.[11] Через 10 000–100 000 лет[12] ледяной гигант выбрасывается из Солнечной системы после встречи с Юпитером, становясь планета-изгой.[1] Оставшиеся планеты затем продолжают мигрировать с уменьшающейся скоростью и медленно приближаются к своим конечным орбитам, поскольку большая часть оставшегося планетезимального диска удаляется.[13]

Эффекты солнечной системы

Основная статья: Сценарий прыгающего Юпитера § Последствия для ранней Солнечной системы

Миграции планет-гигантов и встречи между ними имеют множество последствий во внешней Солнечной системе. Гравитационные столкновения между планетами-гигантами вызывают эксцентриситет и наклон их орбит.[14] Планетезимали, рассеянные Нептуном внутрь, выходят на пересекающие планеты орбиты, где они могут столкнуться с планетами или их спутники[15] Воздействие этих планетезималей оставляет кратеры и ударные бассейны на лунах внешние планеты,[16] и может привести к нарушению их внутренних лун.[17] Некоторые планетезимали захваченный в прыжке в качестве Юпитер трояны когда большая полуось Юпитера подскакивает 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 окажутся близкими к резонансам среднего движения, другие трояны Юпитера могут быть захвачены с помощью механизма, описанного в оригинале. Хорошая модель.[18][19]Остальные планетезимали фиксируются как нерегулярные спутники планет-гигантов посредством взаимодействия трех тел во время столкновений выброшенного ледяного гиганта с другими планетами. Нерегулярные спутники начинаются с широким диапазоном наклонов, включая прямой, ретроградный, и перпендикулярные орбиты.[20] Позднее популяция сокращается, поскольку те, кто находится на перпендикулярных орбитах, теряются из-за Механизм Козай,[21] а другие разбиты столкновениями между собой.[22] Встречи планет также могут возмущать орбиты обычных спутников и может отвечать за наклон Япет орбита.[23] Ось вращения Сатурна могла быть наклонена, когда он медленно пересекал спин-орбитальный резонанс с Нептуном.[24][25]

Многие планетезимали также имплантируются на различные орбиты за пределами орбиты Нептуна во время его миграции. Пока Нептун мигрирует наружу на несколько а.е., горячая классика Пояс Койпера и рассеянный диск образуются, когда некоторые планетезимали, рассеянные Нептуном, захватываются резонансами, претерпевают обмен эксцентриситета на наклон через Механизм Козай, и выпускаются на более высокие перигелий, стабильные орбиты.[9][26] Планетезимали, захваченные широким резонансом 2: 1 Нептуна во время этой ранней миграции, высвобождаются, когда столкновение с ледяным гигантом заставляет его большую полуось выпрыгнуть наружу, оставляя группу объектов с низким углом наклона и эксцентриситетом в пространстве. холодная классика Пояс Койпера с большими полуосями около 44 а.е.[27] Этот процесс позволяет избежать близких столкновений с Нептуном, что позволяет двоичные файлы, включая «синие» двоичные файлы, чтобы выжить.[28] Превышение малонаклонности Plutinos избегается из-за аналогичного высвобождения объектов из резонанса Нептуна 3: 2 во время этой встречи.[27] Скромная эксцентричность Нептуна после встречи,[29] или стремительный прецессия своей орбиты,[30] позволяет изначальному диску холодных объектов классического пояса Койпера выжить.[31] Если миграция Нептуна будет достаточно медленной после этого столкновения, распределение эксцентриситета этих объектов может быть усечено резкими колебаниями среднего движения, в результате чего у него будет ступенька, близкая к резонансу 7: 4 Нептуна.[32] Когда Нептун медленно приближается к своей текущей орбите, объекты остаются на окаменелых орбитах с высоким перигелием в рассеянном диске.[33][13] Другие с перигелиями за пределами орбиты Нептуна, но недостаточно высокими, чтобы избежать взаимодействия с Нептуном, остаются как рассеивающие объекты,[26] и те, которые остаются в резонансе в конце миграции Нептуна, образуют различные резонансные популяции за орбитой Нептуна.[34] Объекты, которые разбросаны по очень большим полуглавным орбитам, могут иметь свои перигелии, поднятые галактикой за пределы влияния планет-гигантов. прилив или возмущения от прохождения звезды, помещая их в Облако Оорта. Если гипотетический Планета девять находясь на предполагаемой орбите во время нестабильности, примерно сферическое облако объектов будет захвачено с большими полуосями в диапазоне от нескольких сотен до нескольких тысяч а.е.[26]

Во внутренней части Солнечной системы воздействие 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.[35] Ранняя нестабильность также может привести к истощению пояс астероидов,[36] и если он продлится несколько сотен тысяч лет, волнение его эксцентричности и наклонностей.[37] Астероид коллизионные семьи могут быть рассеяны из-за взаимодействий с различными резонансами и столкновений с ледяным гигантом, когда он пересекает пояс астероидов.[38] Планетезимали из внешнего пояса внедряются в пояс астероидов как П- и Астероиды D-типа когда их афелий опускаются ниже орбиты Юпитера, когда они находятся в резонансе или во время встреч с ледяным гигантом, причем некоторые из них достигают внутренний пояс астероидов из-за встреч с ледяным гигантом.[39] Поздняя нестабильность должна быть кратковременной, приводя к быстрому разделению орбит Юпитера и Сатурна, чтобы избежать возбуждения эксцентриситетов внутренние планеты из-за светский резонанс подметание.[40] Это также привело бы к более скромным изменениям в астероид орбиты, если бы пояс астероидов имел изначально низкую массу,[11] или если он был истощен и возбужден Grand Tack, возможно, смещая распределение их эксцентриситетов в сторону распределения тока.[41] Поздняя нестабильность также может привести к вылету примерно половины астероидов из ядра ранее истощенного пояса астероидов (меньше, чем в оригинальная красивая модель )[15] что приводит к меньшей, но продолжительной бомбардировке внутренних планет каменными объектами, когда внутреннее расширение пояса астероидов разрушается, когда планеты достигают своего нынешнего положения.[42]

Развитие модели Nice

Четыре модели планет

Современные теории планетарное образование не допускайте нарастание Урана и Нептуна в их нынешних положениях.[43] В протопланетный диск был слишком расплывчатым, а временные рамки слишком длинными[44] чтобы они образовались в результате аккреции планетезималей до того, как газовый диск рассеялся, и численные модели показывают, что более поздняя аккреция будет остановлена, когда образуются планетезимали размером с Плутон.[45] Хотя более свежие модели, включая насыпь гальки позволяют быстрее расти внутрь миграция планеты из-за взаимодействия с газовым диском покидают их на более близких орбитах.[46]

В настоящее время широко признано, что Солнечная система изначально была более компактной и что внешние планеты мигрировали наружу на свои нынешние позиции.[47] Миграция внешних планет под действием планетезималей была впервые описана в 1984 году Фернандесом и Ип.[48] Этот процесс обусловлен обменом угловым моментом между планетами и планетезималями, исходящими от внешнего диска.[49] Ранние динамические модели предполагали, что этот переход был плавным. Помимо воспроизведения текущего положения внешних планет,[50] эти модели предложили объяснения: популяции резонансных объектов в поясе Койпера,[51] эксцентричность Плутон орбита,[52] наклоны горячих объектов классического пояса Койпера и удержание рассеянного диска,[53] и малая масса пояса Койпера и расположение его наружный край около резонанса 2: 1 с Нептуном.[54] Однако эти модели не смогли воспроизвести эксцентриситет внешних планет, оставив их с очень маленькими эксцентриситетами в конце миграции.[14]

В оригинальной модели Nice эксцентриситет Юпитера и Сатурна возбуждается, когда они пересекают их 2: 1. резонанс дестабилизирует внешняя солнечная система. Происходит серия гравитационных столкновений, во время которых Уран и Нептун рассеиваются наружу в планетезимальный диск. Там они разбрасывают внутрь множество планетезималей, ускоряя миграцию планет. Рассеяние планетезималей и распространение резонансов в поясе астероидов вызывают бомбардировку внутренних планет. Помимо воспроизведения положений и эксцентриситетов внешних планет,[8] Оригинальная модель Nice предусматривает происхождение: Юпитер трояны,[19] и Нептун трояны;[55] то нерегулярные спутники Сатурна, Урана и Нептуна;[21] различные популяции транснептуновые объекты;[56] величина и при правильных начальных условиях сроки Поздняя тяжелая бомбардировка.[15]

Однако стремительное светские резонансы будет возмущать орбиты внутренних объектов Солнечной системы, если миграция Юпитера будет медленной и плавной. Ν5 вековой резонанс пересекает орбиты планеты земной группы возбуждая их эксцентричность.[57] В то время как Юпитер и Сатурн медленно приближаются к своему резонансу 2: 1, эксцентриситет Марс достигает значений, которые могут привести к столкновениям планет или к выбросу Марса из Солнечной системы. Исправленные версии модели Ниццы, начиная с планет в цепочке резонансов, избегают этого медленного приближения к резонансу 2: 1. Однако эксцентричность Венера и Меркурий обычно возбуждаются сверх их текущих значений, когда ν5 вековой резонанс пересекает их орбиты.[10] Существенно изменены и орбиты астероидов: ν16 вековой резонанс возбуждает склонности, и ν6 вековой резонанс возбуждает эксцентриситет, удаляя астероиды с малым наклонением, когда они проносятся через пояс астероидов. В результате в сохранившемся поясе астероидов остается большая часть объектов с большим наклонением, чем наблюдается в настоящее время.[12]

Орбиты внутренних планет и орбитальное распределение пояса астероидов можно воспроизвести, если Юпитер столкнется с одним из ледяных гигантов, ускоряя его миграцию.[12] Медленные резонансные пересечения, возбуждающие эксцентриситет Венеры и Меркурия и изменяющие орбитальное распределение астероидов происходит, когда период Сатурна был в 2,1–2,3 раза больше периода Юпитера. Теоретики предполагают, что этого удалось избежать, поскольку 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.[10] В результате орбиты Юпитера и Сатурна быстро расходились, ускоряя распространение вековых резонансов. Эта эволюция орбит планет-гигантов, аналогичная процессам, описываемым экзопланета исследователей, называется сценарий прыгающего Юпитера.[58]

Выброшенная планета

Столкновения между ледяным гигантом и Юпитером в сценарии прыгающего Юпитера часто приводят к выбросу ледяного гиганта. Для сохранения этого ледяного гиганта его эксцентриситет должен подавляться динамическое трение с планетезимальным диском, поднимающим свой 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 привели Давида Несворны из Юго-Западный научно-исследовательский институт предположить, что Солнечная система началась с пяти планет-гигантов с дополнительной планетой массой Нептуна между Сатурном и Ураном.[1] Используя тысячи симуляций с различными начальными условиями, он обнаружил, что симуляции, начинающиеся с пяти планет-гигантов, в десять раз чаще воспроизводят орбиты внешних планет.[59] Последующее исследование Дэвида Несворны и Алессандро Морбиделли показало, что произошел необходимый 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 его возбуждения в результате резонансных пересечений и столкновений с планетами.[60]

Константин Батыгин, Майкл Э. Браун, а Хайден Беттс, напротив, обнаружил, что системы из четырех и пяти планет имеют одинаковую вероятность (4% против 3%) воспроизведения орбит внешних планет, включая колебания эксцентриситетов Юпитера и Сатурна, а также горячие и холодные популяции пояса Койпера.[61][62] В их исследованиях требовалось, чтобы орбита Нептуна имела фазу высокого эксцентриситета, во время которой имплантировалось горячее население.[63] Быстрая прецессия орбиты Нептуна в этот период из-за взаимодействий с Ураном также была необходима для сохранения первозданного пояса холодных классических объектов.[61] 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.[62] 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.[60]

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.[64] 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 пределах 30 млн лет.[65] Форд и Чанг смоделировали системы планет в упакованной олигархии, результат их образования в более массивном динамически холодном диске. Они обнаружили, что дополнительные планеты будут выброшены, когда плотность изначального диска снизится.[66] Моделирование Левисона и Морбиделли, напротив, показало, что планеты в таких системах будут расширяться, а не выбрасываться.[67]

Первоначальные условия

Планеты-гиганты начинаются в цепочке резонансов. Во время их образования в протопланетном диске взаимодействие между планетами-гигантами и газовым диском заставило их мигрировать внутрь к Солнцу. Внутренняя миграция Юпитера продолжалась до тех пор, пока не была остановлена ​​или обращена вспять, как в Grand Tack модели, когда он захватил более быстро движущийся Сатурн в резонансе среднего движения.[68] Цепочка резонансов была расширена, поскольку три ледяных гиганта также мигрировали внутрь и были захвачены в дальнейших резонансах.[60] Дальнейшая миграция Нептуна вовне 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 был в пределах 2 Австралия. Хотя эта резонансная цепь имеет наибольшую вероятность воспроизведения миграции Нептуна, другие резонансные цепочки также возможны, если нестабильность возникла раньше.[6]

Поздняя нестабильность могла последовать за длительным периодом медленной миграции, вызванной пылью. Комбинация позднего выхода из резонансной цепи, как описано в Хорошая 2 модель, и дальняя миграция Нептуна маловероятна. Если внутренний край планетезимального диска близок, происходит ранний выход из резонанса, если он находится далеко, нестабильность обычно возникает 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 зависит от факторов, определяющих скорость образования пыли, таких как распределение по размерам и сила планетезималей.[6]

Время нестабильности

Первоначально предполагалось, что время нестабильности в модели Ниццы совпало с поздней тяжелой бомбардировкой, всплеском частоты столкновений, которое, как считается, произошло 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 предотвращения пересечения вековых резонансов в небольшой части моделирования (7% –8,7%)[60][2] и эксцентриситет планет земной группы также может быть возбужден, когда Юпитер встречает ледяного гиганта.[57] 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.[2] Однако скачок отношения орбитальных периодов Юпитера и Сатурна по-прежнему необходим для воспроизведения пояса астероидов, что снижает преимущество ранней нестабильности.[69][70] 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.[40] Формы ударных бассейнов на Япете также соответствуют поздней бомбардировке.[71][16]

После 400 миллионов лет столкновительного измельчения в планетезимальном диске может не остаться достаточной массы, чтобы соответствовать моделям нестабильности. Если распределение размеров планетезимального диска изначально 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 размеров. Напротив, на ранней стадии нестабильности происходит гораздо меньшая потеря массы и небольшое изменение распределения по размерам.[3] Если бы планетезимальный диск начинался без объектов массы Плутона, столкновение началось бы, поскольку они образовались из меньшего объекта, со временем, зависящим от начального размера объектов и массы планетезимального диска.[72]

Бинарные объекты, такие как Патрокл -Menoetius будет разделен из-за столкновений, если нестабильность будет 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. Пока этот двоичный файл остается в массивном планетезимальном диске, он уязвим для разделения из-за столкновения. Приблизительно ~ 90% подобных двойных систем разделяются за сто миллионов лет в моделировании, и через 400 миллионов лет их вероятность выживания падает до 7 × 10.−5. Присутствие Патрокла-Менетия среди троянцев Юпитера требует, чтобы нестабильность планеты-гиганта произошла в течение 100 миллионов лет после образования Солнечной системы.[4]

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 гигантской планеты. Гравитационные взаимодействия между планетезималиями и планетой позволяют ей вырваться из резонансной цепи и управлять ее движением наружу. При моделировании это часто приводит к резонансным пересечениям и нестабильности в пределах 100 миллионов лет.[5][7]

Бомбардировка, произведенная моделью Ниццы, может не соответствовать поздней тяжелой бомбардировке. Распределение размеров ударных элементов, аналогичное астероидам, привело бы к слишком большому количеству ударных бассейнов по сравнению с более мелкими кратерами.[73] В сокровенный Пояс астероидов потребует другого распределения по размерам, возможно, из-за того, что его маленькие астероиды являются результатом столкновений между небольшим количеством крупных астероидов, чтобы соответствовать этому ограничению.[74] В то время как модель Ниццы предсказывает бомбардировку как астероидов, так и кометы,[15] большинство доказательств (хотя и не все)[75] указывает на бомбардировку астероидов.[76][77][78] Это может отражать уменьшенную кометную бомбардировку в модели пяти планет Ниццы и значительную потерю массы или распад комет после входа во внутреннюю Солнечную систему.[79] потенциально позволяя потерять свидетельства бомбардировки кометами.[80] Однако две недавние оценки бомбардировки астероидов также показали, что этого недостаточно для объяснения поздней тяжелой бомбардировки.[81][82] Воспроизведение лунных кратеров и ударных бассейнов, идентифицированных в результате поздней тяжелой бомбардировки, около 1/6 кратеров диаметром более 150 км, а также кратеров на Марсе 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.[83] Этот закон масштабирования кратеров также более успешен при воспроизведении недавно образовавшихся крупных кратеров.[84]

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,[85] и катастрофические столкновения потерянных планет, некогда вращавшихся внутри Меркурия.[86] Эти объяснения имеют свои собственные потенциальные проблемы, например, время формирования бассейна Borealis,[87] и должны ли объекты оставаться на орбитах внутри Меркьюри.[88] Также была предложена монотонно убывающая бомбардировка планетезималиями, оставшимися от образования планет земной группы. Эта гипотеза требует лунного мантия кристаллизоваться относительно поздно, что может объяснять разные концентрации сильно сидерофильные элементы на Земле и Луне.[89] Однако предыдущая работа показала, что наиболее динамически стабильная часть этой популяции будет истощена из-за ее столкновительной эволюции, что делает маловероятным образование нескольких или даже двух последних ударных бассейнов.[90]

Предлагаемые имена

По словам Несворны, коллеги предложили несколько названий для гипотетической пятой планеты-гиганта:Аид, в честь греческого бога подземного мира; Liber, в честь римского бога вина и родственника Дионис и Вакх; и Мефит, в честь римской богини ядовитых газов. Другое предложение - «Вещь 1» от доктора Сьюза. Кот в шляпе детская книга. Однако самому Несворному такие предложения не нравятся.[91] Некоторые другие предлагаемые обозначения включают название Utorcin для дополнительного ледяного гиганта.

Заметки о девятой планете

В январе 2016 г. Батыгин и Браун предположили, что дальний массивный девятая планета отвечает за выравнивание перигелиев нескольких транснептуновых объектов с большими полуосями, превышающими 250 а.е.[92] Хотя механизм выброса пятой планеты-гиганта в модели с пятью планетами Ниццы напоминает происхождение Девятой планеты, с гравитационной нестабильностью, включая встречу 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 формирования Солнечной системы, когда Солнце еще находилось кластер рождения, несовместима с нестабильностью планеты-гиганта, которая была причиной поздней тяжелой бомбардировки.[93] Соседняя звезда достаточно близко, чтобы помочь в захвате Девятой Планеты, также приведет к захвату Земли. Облако Оорта объекты на орбитах гораздо ближе, чем предполагалось по орбитам комет.[94] Однако Батыгин и Браун отметили, что существует возможность удержания выброшенного гиганта за счет взаимодействия с протопланетным диском.[92][95] 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 является хорошей планетой №5».[96]

Рекомендации

  1. ^ а б c Несворны, Давид (2011). "Пятая гигантская планета молодой Солнечной системы?". Письма в астрофизический журнал. 742 (2): L22. arXiv:1109.2949. Bibcode:2011ApJ ... 742L..22N. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 742/2 / L22.
  2. ^ а б c Kaib, Nathan A .; Чемберс, Джон Э. (2016). «Хрупкость планет земной группы во время нестабильности планет-гигантов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 455 (4): 3561–3569. arXiv:1510.08448. Bibcode:2016МНРАС.455.3561К. Дои:10.1093 / мнрас / stv2554.
  3. ^ а б Несворный, Давид; Паркер, Джоэл; Вокроухлицкий, Дэвид (2018). «Двулопастная форма кометы 67P из свернутого двоичного файла». Астрономический журнал. 155 (6): 246. arXiv:1804.08735. Bibcode:2018AJ .... 155..246N. Дои:10.3847 / 1538-3881 / aac01f.
  4. ^ а б Несворны, Давид; Вокроухлицкий, Давид; Bottke, William F .; Левисон, Гарольд Ф. (2018). «Свидетельства очень ранней миграции планет Солнечной системы из двойного троянца Юпитера Патрокла-Менетия». Природа Астрономия. 2 (11): 878–882. arXiv:1809.04007. Bibcode:2018НатАс ... 2..878N. Дои:10.1038 / с41550-018-0564-3.
  5. ^ а б c Куорлз, Билли; Кайб, Натан (2019). «Неустойчивость в ранней Солнечной системе из-за самогравитирующего диска». Астрономический журнал. 157 (2): 67. arXiv:1812.08710. Bibcode:2019AJ .... 157 ... 67Q. Дои:10.3847 / 1538-3881 / aafa71. ЧВК  6750231. PMID  31534266.
  6. ^ а б c d е ж грамм Дейенно, Роджерио; Морбиделли, Алессандро; Gomes, Rodney S .; Несворный, Давид (2017). «Ограничение начальной конфигурации планет-гигантов от их эволюции: последствия для определения времени планетарной нестабильности». Астрономический журнал. 153 (4): 153. arXiv:1702.02094. Bibcode:2017AJ .... 153..153D. Дои:10.3847 / 1538-3881 / aa5eaa.
  7. ^ а б Reyes-Ruiz, M .; Aceves, H .; Чавес, К. Э. (2015). «Устойчивость внешних планет в мультирезонансных конфигурациях с самогравитирующим планетезимальным диском». Астрофизический журнал. 804 (2): 91. arXiv:1406.2341. Bibcode:2015ApJ ... 804 ... 91R. Дои:10.1088 / 0004-637X / 804/2/91.
  8. ^ а б Циганис, Клеоменис; Gomes, Rodney S .; Морбиделли, Алессандро; Левисон, Гарольд Ф. (2005). «Происхождение орбитальной архитектуры планет-гигантов Солнечной системы». Природа. 435 (7041): 459–461. Bibcode:2005Натура.435..459Т. Дои:10.1038 / природа03539. PMID  15917800.
  9. ^ а б Несворны, Давид (2015). «Свидетельства медленной миграции Нептуна из распределения наклонений объектов пояса Койпера». Астрономический журнал. 150 (3): 73. arXiv:1504.06021. Bibcode:2015AJ .... 150 ... 73N. Дои:10.1088/0004-6256/150/3/73.
  10. ^ а б c Брассер, Рамон; Морбиделли, Алессандро; Gomes, Rodney S .; Циганис, Клеоменис; Левисон, Гарольд Ф. (2009). «Построение светской архитектуры Солнечной системы II: планеты земной группы». Астрономия и астрофизика. 504 (2): 1053–1065. arXiv:0909.1891. Bibcode:2009A & A ... 507.1053B. Дои:10.1051/0004-6361/200912878.
  11. ^ а б Роиг, Фернандо; Несворны, Давид (2015). "Эволюция астероидов в модели миграции прыгающего Юпитера". Астрономический журнал. 150 (6): 186. arXiv:1509.06105. Bibcode:2015AJ .... 150..186R. Дои:10.1088/0004-6256/150/6/186.
  12. ^ а б c Морбиделли, Алессандро; Брассер, Рамон; Gomes, Rodney S .; Левисон, Гарольд Ф .; Циганис, Клеоменис (2010). "Свидетельства пояса астероидов о бурной эволюции орбиты Юпитера в прошлом". Астрономический журнал. 140 (5): 1391–1401. arXiv:1009.1521. Bibcode:2010AJ .... 140.1391M. Дои:10.1088/0004-6256/140/5/1391.
  13. ^ а б Несворный, Давид; Vokrouhlicky, Дэвид; Роиг, Фернандо (2016). «Орбитальное распределение транснептуновых объектов за пределами 50 а.е.». Астрофизический журнал. 827 (2): L35. arXiv:1607.08279. Bibcode:2016ApJ ... 827L..35N. Дои:10.3847 / 2041-8205 / 827/2 / L35.
  14. ^ а б Морбиделли, Алессандро; Брассер, Рамон; Циганис, Клеоменис; Gomes, Rodney S .; Левисон, Гарольд Ф. (2009). «Построение светской архитектуры Солнечной системы. I. Планеты-гиганты». Астрономия и астрофизика. 507 (2): 1041–1052. arXiv:0909.1886. Bibcode:2009 A&A ... 507.1041M. Дои:10.1051/0004-6361/200912876.
  15. ^ а б c d Gomes, Rodney S .; Левисон, Гарольд Ф .; Циганис, Клеоменис; Морбиделли, Алессандро (2005). «Происхождение катастрофического периода поздних тяжелых бомбардировок планет земной группы». Природа. 435 (7041): 466–469. Bibcode:2005Натура.435..466Г. Дои:10.1038 / природа03676. PMID  15917802.
  16. ^ а б Ривера-Валентин, Э.Г .; Barr, A.C .; Lopez Garcia, E.J .; Kirchoff, M. R .; Шенк, П. М. (2014). "Ограничения на массу планетезимального диска из-за записи кратеров и экваториального хребта на Япете". Астрофизический журнал. 792 (2): 127. arXiv:1406.6919. Bibcode:2014ApJ ... 792..127R. Дои:10.1088 / 0004-637X / 792/2/127.
  17. ^ Мовшовиц, Н .; Nimmo, F .; Коричанский, Д. Г .; Asphaug, E .; Оуэн, Дж. М. (2015). «Разрушение и воссоздание спутников среднего размера во время поздней тяжелой бомбардировки за пределами Солнечной системы». Письма о геофизических исследованиях. 42 (2): 256–263. Bibcode:2015GeoRL..42..256M. Дои:10.1002 / 2014GL062133.
  18. ^ Несворны, Давид; Вокроухлицкий, Давид; Морбиделли, Алессандро (2013). «Захват троянцев прыгающим Юпитером». Астрофизический журнал. 768 (1): 45. arXiv:1303.2900. Bibcode:2013ApJ ... 768 ... 45N. Дои:10.1088 / 0004-637X / 768/1/45.
  19. ^ а б Морбиделли, Алессандро; Левисон, Гарольд Ф .; Циганис, Клеоменис; Гомес, Родни С. (2005). «Хаотический захват троянских астероидов Юпитера в ранней Солнечной системе». Природа. 435 (7041): 462–465. Bibcode:2005Натура.435..462М. Дои:10.1038 / природа03540. PMID  15917801.
  20. ^ Несворны, Давид; Вокроухлицкий, Давид; Дейенно, Роджерио (2014). «Захват неправильных спутников на Юпитере». Астрофизический журнал. 784 (1): 22. arXiv:1401.0253. Bibcode:2014ApJ ... 784 ... 22N. Дои:10.1088 / 0004-637X / 784/1/22.
  21. ^ а б Несворны, Давид; Вокроухлицкий, Давид; Морбиделли, Алессандро (2007). «Захват нестандартных спутников во время столкновений с планетами». Астрономический журнал. 133 (5): 1962–1976. Bibcode:2007AJ .... 133.1962N. Дои:10.1086/512850.
  22. ^ Bottke, William F .; Несворны, Давид; Вокроухлицкий, Давид; Морбиделли, Алессандро (2010). «Неправильные спутники: наиболее эволюционировавшие в результате столкновений популяции в Солнечной системе». Астрономический журнал. 139 (3): 994–1014. Bibcode:2010AJ .... 139..994B. CiteSeerX  10.1.1.693.4810. Дои:10.1088/0004-6256/139/3/994.
  23. ^ Несворны, Давид; Вокроухлицкий, Давид; Дейенно, Роджерио; Уолш, Кевин Дж. (2014). «Возбуждение орбитального наклона Япета во время столкновений с планетами». Астрономический журнал. 148 (3): 52. arXiv:1406.3600. Bibcode:2014AJ .... 148 ... 52N. Дои:10.1088/0004-6256/148/3/52.
  24. ^ Вокроухлицкий, Давид; Несворны, Давид (2015). «Наклон Юпитера (немного) и Сатурна (сильно) во время миграции планет». Астрофизический журнал. 806 (1): 143. arXiv:1505.02938. Bibcode:2015ApJ ... 806..143V. Дои:10.1088 / 0004-637X / 806/1/143.
  25. ^ Brasser, R .; Ли, Ман Хой (2015). "Наклон Сатурна без наклона Юпитера: ограничения миграции гигантских планет". Астрономический журнал. 150 (5): 157. arXiv:1509.06834. Bibcode:2015AJ .... 150..157B. Дои:10.1088/0004-6256/150/5/157.
  26. ^ а б c Несворный, Д .; Вокроухлицкий, Д .; Dones, L .; Levison, H.F .; Kaib, N .; Морбиделли, А. (2017). «Происхождение и эволюция короткопериодических комет». Астрофизический журнал. 845 (1): 27. arXiv:1706.07447. Bibcode:2017ApJ ... 845 ... 27N. Дои:10.3847 / 1538-4357 / aa7cf6.
  27. ^ а б Несворны, Давид (2015). «Прыгающий Нептун может объяснить ядро ​​пояса Койпера». Астрономический журнал. 150 (3): 68. arXiv:1506.06019. Bibcode:2015AJ .... 150 ... 68N. Дои:10.1088/0004-6256/150/3/68.
  28. ^ Фрейзер, Уэсли, К; и другие. (2017). «Все планетезимали, рожденные около пояса Койпера, образовались как двойные». Природа Астрономия. 1 (4): 0088. arXiv:1705.00683. Bibcode:2017НатАс ... 1E..88F. Дои:10.1038 / s41550-017-0088.
  29. ^ Вольф, Шайлер; Доусон, Ревекка I .; Мюррей-Клей, Рут А. (2012). «Нептун на цыпочках: динамические истории, сохраняющие холодный классический пояс Койпера». Астрофизический журнал. 746 (2): 171. arXiv:1112.1954. Bibcode:2012ApJ ... 746..171Вт. Дои:10.1088 / 0004-637X / 746/2/171.
  30. ^ Доусон, Ревекка I .; Мюррей-Клей, Рут (2012). «Дикие дни Нептуна: ограничения от распределения эксцентриситета классического пояса Койпера». Астрофизический журнал. 750 (1): 43. arXiv:1202.6060. Bibcode:2012ApJ ... 750 ... 43D. Дои:10.1088 / 0004-637X / 750/1/43.
  31. ^ Батыгин, Константин; Браун, Майкл Э .; Фрейзер, Уэсли (2011). «Сохранение изначального холодного классического пояса Койпера в модели формирования солнечной системы, обусловленной нестабильностью». Астрофизический журнал. 738 (1): 13. arXiv:1106.0937. Bibcode:2011ApJ ... 738 ... 13B. Дои:10.1088 / 0004-637X / 738/1/13.
  32. ^ Morbidelli, A .; Gaspar, H.S .; Несворный, Д. (2014). «Происхождение своеобразного распределения эксцентриситета внутреннего холодного пояса Койпера». Икар. 232: 81–87. arXiv:1312.7536. Bibcode:2014Icar..232 ... 81M. Дои:10.1016 / j.icarus.2013.12.023.
  33. ^ Kaib, Nathan A .; Шеппард, Скотт S (2016). "Отслеживание истории миграции Нептуна через высокочастотные резонансные транснептуновые объекты". Астрономический журнал. 152 (5): 133. arXiv:1607.01777. Bibcode:2016AJ .... 152..133K. Дои:10.3847/0004-6256/152/5/133.
  34. ^ Несворны, Давид; Вокроухлицкий, Давид (2016). «Орбитальная миграция Нептуна была зернистой, а не плавной». Астрофизический журнал. 825 (2): 94. arXiv:1602.06988. Bibcode:2016ApJ ... 825 ... 94N. Дои:10.3847 / 0004-637X / 825/2/94.
  35. ^ Клемент, Мэтью С .; Kaib, Nathan A .; Раймонд, Шон Н .; Уолш, Кевин Дж. (2018). «Рост Марса задерживается из-за неустойчивости ранней гигантской планеты». Икар. 311: 340–356. arXiv:1804.04233. Bibcode:2018Icar..311..340C. Дои:10.1016 / j.icarus.2018.04.008.
  36. ^ Клемент, Мэтью С .; Раймонд, Шон Н .; Кайб, Натан А. (2019). «Возбуждение и истощение пояса астероидов в сценарии ранней нестабильности». Астрономический журнал. 157 (1): 38. arXiv:1811.07916. Bibcode:2019AJ .... 157 ... 38C. Дои:10.3847 / 1538-3881 / aaf21e.
  37. ^ Дейенно, Роджерио; Изидоро, Андре; Морбиделли, Алессандро; Gomes, Rodney S .; Несворный, Давид; Раймонд, Шон Н. (2018). «Возбуждение первозданного холодного пояса астероидов как результат планетарной нестабильности». Астрофизический журнал. 864 (1): 50. arXiv:1808.00609. Bibcode:2018ApJ ... 864 ... 50D. Дои:10.3847 / 1538-4357 / aad55d.
  38. ^ Brasil, P. I. O .; Roig, F .; Несворны, Д .; Carruba, V .; Aljbaae, S .; Хуаман, М. Э. (2016). «Динамическое расселение первичных семейств астероидов». Икар. 266: 142–151. Bibcode:2016Icar..266..142B. Дои:10.1016 / j.icarus.2015.11.015.
  39. ^ Вокроухлицкий, Давид; Bottke, William F .; Несворны, Давид (2016). «Захват транснептуновых планетезималей в главном поясе астероидов». Астрономический журнал. 152 (2): 39. Bibcode:2016AJ .... 152 ... 39В. Дои:10.3847/0004-6256/152/2/39.
  40. ^ а б Brasser, R .; Уолш, К. Дж .; Несворный, Д. (2013). «Ограничение изначальных орбит планет земной группы». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 433 (4): 3417–3427. arXiv:1306.0975. Bibcode:2013МНРАС.433.3417Б. Дои:10.1093 / mnras / stt986.
  41. ^ Дейенно, Роджерио; Gomes, Rodney S .; Уолш, Кевин Дж .; Морбиделли, Аллесандро; Несворны, Давид (2016). «Совместима ли модель Grand Tack с орбитальным распределением астероидов главного пояса?». Икар. 272: 114–124. arXiv:1701.02775. Bibcode:2016Icar..272..114D. Дои:10.1016 / j.icarus.2016.02.043.
  42. ^ Bottke, William F .; Вокроухлицкий, Давид; Минтон, Дэвид; Несворны, Давид; Морбиделли, Алессандро; Брассер, Рамон; Симонсон, Брюс; Левисон, Гарольд Ф. (2012). «Сильная архейская бомбардировка из-за дестабилизированного расширения пояса астероидов». Природа. 485 (7396): 78–81. Bibcode:2012Натура 485 ... 78Б. Дои:10.1038 / природа10967. PMID  22535245.
  43. ^ Левисон, Гарольд Ф .; Стюарт, Глен Р. (2001). «Замечания по моделированию образования Урана и Нептуна». Икар. 153 (1): 224–228. Bibcode:2001Icar..153..224L. Дои:10.1006 / icar.2001.6672.
  44. ^ Thommes, E.W .; Дункан, М. Дж .; Левисон, Гарольд Ф. (2002). «Формирование Урана и Нептуна среди Юпитера и Сатурна». Астрономический журнал. 123 (5): 2862–2883. arXiv:Astro-ph / 0111290. Bibcode:2002AJ .... 123.2862T. Дои:10.1086/339975.
  45. ^ Кеньон, Скотт Дж .; Бромли, Бенджамин С. (2008). «Вариации на дисках обломков: образование ледяной планеты на 30–150 а.е. для 1–3 мсолярных звезд главной последовательности». Серия дополнений к астрофизическому журналу. 179 (2): 451–483. arXiv:0807.1134. Bibcode:2008ApJS..179..451K. Дои:10.1086/591794.
  46. ^ Битч, Бертрам; Lanbrects, Мишель; Йохансен, Андерс (2018). «Рост планет путем аккреции гальки в развивающихся протопланетных дисках». Астрономия и астрофизика. 582: A112. arXiv:1507.05209. Bibcode:2015A & A ... 582A.112B. Дои:10.1051/0004-6361/201526463.
  47. ^ Левисон, Гарольд Ф .; Морбиделли, Алессандро (2005). «Взаимодействие планетезималей с планетами-гигантами и формирование транснептунового пояса». Динамика популяций планетных систем, Труды коллоквиума МАС № 197. 2004: 303–316. Bibcode:2005dpps.conf..303L. Дои:10.1017 / S1743921304008798.
  48. ^ Fernandez, J. A .; ИП, В. Х. (1984). «Некоторые динамические аспекты аккреции Урана и Нептуна - обмен орбитальным угловым моментом с планетезималиями». Икар. 58 (1): 109–120. Bibcode:1984Icar ... 58..109F. Дои:10.1016/0019-1035(84)90101-5.
  49. ^ Левисон, Гарольд Ф .; Морбиделли, Алессандро; Gomes, Rodney S .; Бакман, Д. (2007). «Миграция планет в планетарных дисках». Протозвезды и планеты V. Б. Рейпурт, Д. Джуитт и К. Кейл (редакторы), University of Arizona Press: 669–684. Bibcode:2007prpl.conf..669L.
  50. ^ Gomes, Rodney S .; Морбиделли, Алессандро; Левисон, Гарольд Ф. (2004). «Миграция планет в планетезимальном диске: почему Нептун остановился на отметке 30 а.е.?». Икар. 170 (2): 492–507. Bibcode:2004Icar..170..492G. Дои:10.1016 / j.icarus.2004.03.011.
  51. ^ Hahn, Joseph M .; Малхотра, Рену (1999). «Орбитальная эволюция планет, заключенных в планетезимальный диск». Астрономический журнал. 117 (6): 3041–3053. arXiv:Astro-ph / 9902370. Bibcode:1999AJ .... 117.3041H. Дои:10.1086/300891.
  52. ^ Малхотра, Рену (1995). «Происхождение орбиты Плутона: последствия для Солнечной системы за пределами Нептуна». Астрономический журнал. 110: 420. arXiv:Astro-ph / 9504036. Bibcode:1995AJ .... 110..420M. Дои:10.1086/117532.
  53. ^ Гомес, Родни С. (2003). «Происхождение высоконаклонного населения пояса Койпера». Икар. 161 (2): 404–418. Bibcode:2003Icar..161..404G. Дои:10.1016 / S0019-1035 (02) 00056-8.
  54. ^ Левисон, Гарольд Ф .; Морбиделли, Алессандро (2003). «Формирование пояса Койпера путем переноса тел во время миграции Нептуна». Природа. 426 (6965): 419–421. Bibcode:2003Натура 426..419л. Дои:10.1038 / природа02120. PMID  14647375.
  55. ^ Несворны, Давид; Вокроухлицкий, Давид (2009). «Хаотический захват троянцев Нептуна». Астрономический журнал. 137 (6): 5003–5011. Bibcode:2009AJ .... 137.5003N. CiteSeerX  10.1.1.693.4387. Дои:10.1088/0004-6256/137/6/5003.
  56. ^ Левисон, Гарольд Ф .; Морбиделли, Алессандро; Ван Лаерховен, Криста; Gomes, Rodney S .; Циганис, Клеоменис (2008). «Происхождение структуры пояса Койпера при динамической нестабильности на орбитах Урана и Нептуна». Икар. 196 (1): 258–273. arXiv:0712.0553. Bibcode:2008Icar..196..258L. Дои:10.1016 / j.icarus.2007.11.035.
  57. ^ а б Агнор, Крейг Б.; Лин, Д. Н. С. (2012). «О миграции Юпитера и Сатурна: ограничения линейных моделей векового резонансного взаимодействия с планетами земной группы». Астрофизический журнал. 745 (2): 143. arXiv:1110.5042. Bibcode:2012ApJ ... 745..143A. Дои:10.1088 / 0004-637X / 745/2/143.
  58. ^ Фассет, Калеб I .; Минтон, Дэвид А. (2013). «Ударная бомбардировка планет земной группы и ранняя история Солнечной системы». Природа Геонауки. 6 (7): 520–524. Bibcode:2013НатГе ... 6..520F. Дои:10.1038 / ngeo1841.
  59. ^ Стюарт, Колин (2011-11-21). «Была ли гигантская планета выброшена из нашей солнечной системы?». Мир физики. Получено 16 января 2014.
  60. ^ а б c d Несворны, Давид; Морбиделли, Алессандро (2012). «Статистическое исследование неустойчивости ранней Солнечной системы с четырьмя, пятью и шестью планетами-гигантами». Астрономический журнал. 144 (4): 17. arXiv:1208.2957. Bibcode:2012AJ .... 144..117N. Дои:10.1088/0004-6256/144/4/117.
  61. ^ а б Батыгин, Константин; Браун, Майкл Э .; Фрейзер, Уэсли К. (2011). «Сохранение изначального холодного классического пояса Койпера в модели формирования солнечной системы, обусловленной нестабильностью». Астрофизический журнал. 738 (1): 13. arXiv:1106.0937. Bibcode:2011ApJ ... 738 ... 13B. Дои:10.1088 / 0004-637X / 738/1/13.
  62. ^ а б Батыгин, Константин; Браун, Майкл Э .; Беттс, Хайден (2012). "Модель динамической эволюции, обусловленная нестабильностью, во внешней Солнечной системе с изначальными пятью планетами". Письма в астрофизический журнал. 744 (1): L3. arXiv:1111.3682. Bibcode:2012ApJ ... 744L ... 3B. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 744/1 / L3.
  63. ^ Батыгин, Константин; Браун, Майкл Э. (2010). «Ранняя динамическая эволюция Солнечной системы: определение начальных условий хорошей модели». Астрофизический журнал. 716 (2): 1323–1331. arXiv:1004.5414. Bibcode:2010ApJ ... 716.1323B. Дои:10.1088 / 0004-637X / 716/2/1323.
  64. ^ Томмс, Эдвард У .; Брайден, Джеффри; У, Яньцинь; Расио, Фредерик А (2007). "From Mean Motion Resonances to Scattered Planets: Producing the Solar System, Eccentric Exoplanets, and Late Heavy Bombardments". Астрофизический журнал. 675 (2): 1538–1548. arXiv:0706.1235. Bibcode:2008ApJ...675.1538T. Дои:10.1086/525244.
  65. ^ Morbidelli, Alessandro; Циганис, Клеоменис; Крида, Орелиен; Левисон, Гарольд Ф .; Гомес, Родни (2007). «Динамика гигантских планет Солнечной системы в газообразном протопланетном диске и их связь с современной орбитальной архитектурой». Астрономический журнал. 134 (5): 1790–1798. arXiv:0706.1713. Bibcode:2007AJ .... 134.1790M. Дои:10.1086/521705.
  66. ^ Форд, Эрик Б.; Chiang, Eugene I. (2007). "The Formation of Ice Giants in a Packed Oligarchy: Instability and Aftermath". Астрофизический журнал. 661 (1): 602–615. arXiv:astro-ph/0701745. Bibcode:2007ApJ...661..602F. Дои:10.1086/513598.
  67. ^ Левисон, Гарольд Ф .; Морбиделли, Алессандро (2007). "Models of the collisional damping scenario for ice-giant planets and Kuiper belt formation". Икар. 189 (1): 196–212. arXiv:astro-ph/0701544. Bibcode:2007Icar..189..196L. Дои:10.1016/j.icarus.2007.01.004.
  68. ^ Массет, Ф .; Снеллгроув, М. (2001). «Обращение миграции типа II: резонансный захват более легкой протопланеты-гиганта». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 320 (4): L55 – L59. arXiv:astro-ph / 0003421. Bibcode:2001МНРАС.320Л..55М. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2001.04159.x.
  69. ^ Уолш, К. Дж .; Морбиделли, А. (2011). «Влияние ранней управляемой планетезималью миграции планет-гигантов на формирование планет земной группы». Астрономия и астрофизика. 526: A126. arXiv:1101.3776. Bibcode:2011A и A ... 526A.126W. Дои:10.1051/0004-6361/201015277.
  70. ^ Toliou, A .; Morbidelli, A .; Цыганис, К. (2016). «Масштабы и время нестабильности гигантской планеты: переоценка с точки зрения пояса астероидов». Астрономия и астрофизика. 592: A72. arXiv:1606.04330. Bibcode:2016A&A ... 592A..72T. Дои:10.1051/0004-6361/201628658.
  71. ^ Robuchon, Guillaume; Ниммо, Фрэнсис; Робертс, Джеймс; Kirchoff, Michelle (2011). "Impact basin relaxation at Iapetus". Икар. 214 (1): 82–90. arXiv:1406.6919. Bibcode:2011Icar..214...82R. Дои:10.1016/j.icarus.2011.05.011.
  72. ^ Кеньон, Скотт Дж .; Bromley, Benjamin C. (2012). "Coagulation Calculations of Icy Planet Formation at 15-150 AU: A Correlation between the Maximum Radius and the Slope of the Size Distribution for Trans-Neptunian Objects". Астрономический журнал. 143 (3): 63. arXiv:1201.4395. Bibcode:2012AJ....143...63K. Дои:10.1088/0004-6256/143/3/63.
  73. ^ Минтон, Дэвид А .; Ричардсон, Джеймс Э .; Фассет, Калеб И. (2015). "Re-examining the main asteroid belt as the primary source of ancient lunar craters". Икар. 247: 172–190. arXiv:1408.5304. Bibcode:2015Icar..247..172M. Дои:10.1016 / j.icarus.2014.10.018.
  74. ^ Bottke, W. F .; Marchi, S .; Vokrouhlicky, D.; Robbins, S.; Hynek, B .; Морбиделли, А. (2015). «Новое понимание марсианской поздней тяжелой бомбардировки» (PDF). 46th Lunar and Planetary Science Conference. Конференция по лунной и планетарной науке. п. 1484. Bibcode:2015ЛПИ .... 46.1484Б.
  75. ^ Греэ Йоргенсен, Уффе; Аппель, Питер В. У .; Хацукава, Юичи; Frei, Robert; Осима, Масуми; То, Йоске; Кимура, Ацуши (2009). «Система Земля-Луна в конце периода сильной бомбардировки - геохимическая поддержка ударов, в которых преобладали кометы». Икар. 204 (2): 368–380. arXiv:0907.4104. Bibcode:2009Icar..204..368G. CiteSeerX  10.1.1.312.7222. Дои:10.1016 / j.icarus.2009.07.015.
  76. ^ Кринг, Дэвид А .; Коэн, Барбара А. (2002). "Cataclysmic bombardment throughout the inner solar system 3.9–4.0 Ga". Журнал геофизических исследований: планеты. 107 (E2): 4–1–4–6. Bibcode:2002JGRE..107.5009K. Дои:10.1029 / 2001JE001529.
  77. ^ Joy, Katherine H.; Золенский, Михаил Э .; Нагашима, Кадзухидэ; Huss, Gary R .; Росс, Д. Кент; Маккей, Дэвид С .; Кринг, Дэвид А. (2012). «Прямое обнаружение реликвий снарядов с конца эпохи формирования лунных бассейнов». Наука. 336 (6087): 1426–9. Bibcode:2012Sci ... 336.1426J. Дои:10.1126 / наука.1219633. PMID  22604725.
  78. ^ Стром, Роберт Дж .; Мальхотра, Рену; Ито, Такаши; Ёсида, Фуми; Кринг, Дэвид А. (2005). «Происхождение планетарных ударов во внутренней солнечной системе». Наука. 309 (5742): 1847–1850. arXiv:Astro-ph / 0510200. Bibcode:2005Научный ... 309.1847С. CiteSeerX  10.1.1.317.2438. Дои:10.1126 / science.1113544. PMID  16166515.
  79. ^ Rickman, H .; Вишневск, Т .; Gabryszewski, R .; Wajer, P .; Wójcikowsk, K .; Szutowicz, S.; Valsecchi, G. B.; Морбиделли, А. (2017). «Частота столкновений комет на Луне и планетах во время поздней тяжелой бомбардировки». Астрономия и астрофизика. 598: A67. Bibcode:2017A&A ... 598A..67R. Дои:10.1051/0004-6361/201629376.
  80. ^ Bottke, William F .; Вокроухлицкий, Давид; Minton, David; Несворны, Давид; Morbidelli, Alessandro; Брассер, Рамон; Симонсон, Брюс; Левисон, Гарольд Ф. (2012). «Сильная архейская бомбардировка из-за дестабилизированного расширения пояса астероидов: дополнительная информация» (PDF). Природа. 485 (7396): 78–81. Bibcode:2012Натура 485 ... 78Б. Дои:10.1038 / природа10967. PMID  22535245.
  81. ^ Джонсон, Брэндон С .; Collins, Garath S .; Минтон, Дэвид А .; Боулинг, Тимоти Дж .; Саймонсон, Брюс М .; Зубер, Мария Т. (2016). "Spherule layers, crater scaling laws, and the population of ancient terrestrial impactors" (PDF). Икар. 271: 350–359. Bibcode:2016Icar..271..350J. Дои:10.1016 / j.icarus.2016.02.023. HDL:10044/1/29965.
  82. ^ Несворный, Давид; Роиг, Фернандо; Боттке, Уильям Ф. (2016). «Моделирование исторического потока планетарных ударов». Астрономический журнал. 153 (3): 103. arXiv:1612.08771. Bibcode:2017AJ .... 153..103N. Дои:10.3847/1538-3881/153/3/103.
  83. ^ Bottke, W. F .; Несворный, Д .; Roig, F .; Marchi, S .; Вокроухлицкий, Д. «Свидетельства двух пораженных популяций при ранней бомбардировке Марса и Луны» (PDF). 48-я конференция по изучению луны и планет.
  84. ^ Bottke, W. F .; Vokrouhlicky, D.; Ghent, B .; Mazrouei, S .; Robbins, S.; Марчи, С. (2016). «Об ударах астероидов, законах масштабирования кратеров и предполагаемом более молодом возрасте поверхности Венеры» (PDF). Конференция по лунной и планетарной науке. 47-я Конференция по изучению Луны и планет (1903 г.): 2036 г. Bibcode:2016LPI .... 47.2036B.
  85. ^ Минтон, Д. А .; Jackson, A.P .; Asphaug, E .; Fasset, C. I.; Ричардсон, Дж. Э. (2015). "Debris from Borealis Basin Formation as the Primary Impactor Population of Late Heavy Bombardment" (PDF). Семинар по ранней ударной бомбардировке Солнечной системы III. Early Solar System Impact Bombardment III. 1826. п. 3033. Bibcode:2015LPICo1826.3033M.
  86. ^ Волк, Кэтрин; Глэдман, Бретт (2015). "Consolidating and Crushing Exoplanets: Did It Happen Here?". Письма в астрофизический журнал. 806 (2): L26. arXiv:1502.06558. Bibcode:2015ApJ...806L..26V. Дои:10.1088/2041-8205/806/2/L26.
  87. ^ Andrews-Hanna, J. C.; Bottke, W. F. (2016). "The Post-Accretionary Doldrums on Mars: Constraints on the Pre-Noachian Impact Flux" (PDF). Конференция по лунной и планетарной науке. 47th Lunar and Planetary Science Conference (1903): 2873. Bibcode:2016LPI....47.2873A.
  88. ^ Raymond, Sean N.; Изидоро, Андре; Битч, Бертрам; Jacobsen, Seth A. (2016). "Did Jupiter's core form in the innermost parts of the Sun's protoplanetary disc?". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 458 (3): 2962–2972. arXiv:1602.06573. Bibcode:2016MNRAS.458.2962R. Дои:10.1093/mnras/stw431.
  89. ^ Morbidelli, A .; Несворный, Д .; Laurenz, V.; Marchi, S .; Rubie, D.C .; Elkins-Tanton, L.; Jacobson, S. A. (2018). "The Lunar Late Heavy Bombardment as a Tail-end of Planet Accretion". Икар. 305: 262–276. arXiv:1801.03756. Bibcode:2018Icar..305..262M. Дои:10.1016/j.icarus.2017.12.046.
  90. ^ Bottke, Wiliam F.; Левисон, Гарольд Ф .; Несворны, Давид; Dones, Luke (2007). "Can planetesimals left over from terrestrial planet formation produce the lunar Late Heavy Bombardment?". Икар. 190 (1): 203–223. Bibcode:2007Icar..190..203B. Дои:10.1016/j.icarus.2007.02.010.
  91. ^ A New Name for an Old Planet: Новый ученый: 01.10.2011: 15, https://www.newscientist.com/article/dn20952-missing-planet-explains-solar-systems-structure/
  92. ^ а б Батыгин, Константин; Браун, Майкл Э. (20 января 2016 г.). «Свидетельства существования далекой планеты-гиганта в Солнечной системе». Астрономический журнал. 151 (2): 22. arXiv:1601.05438. Bibcode:2016AJ .... 151 ... 22B. Дои:10.3847/0004-6256/151/2/22.
  93. ^ Drake, Nadia (2016-01-22). "How can we find planet nine? (and other burning questions)". Нет места лучше дома. Национальная география. Получено 30 января 2016.
  94. ^ Raymond, Sean (2016-02-02). "Planet Nine: kicked out by the moody young Solar System?". PlanetPlanet. Получено 27 февраля 2016.
  95. ^ Bromley, Benjamin; Kenyon, Scott (2014). "The fate of scattered planets". Астрофизический журнал. 796 (2): 141. arXiv:1410.2816. Bibcode:2014ApJ...796..141B. Дои:10.1088/0004-637X/796/2/141.
  96. ^ «Твиттер». mobile.twitter.com. Получено 2017-11-26.