Модель Nice 2 - Википедия - Nice 2 model

В Хорошая 2 модель представляет собой модель ранней эволюции Солнечная система. Модель Nice 2 похожа на оригинальная красивая модель в том, что поздняя нестабильность внешней части Солнечной системы приводит к гравитационным столкновениям между планетами, нарушению внешнего планетезимальный диск, и миграции внешние планеты на новые орбиты. Однако модель Nice 2 отличается своими начальными условиями и механизмом запуска поздней нестабильности. Эти изменения отражают анализ орбитальной эволюции внешней Солнечной системы во время газовый диск фаза и включение в модель гравитационных взаимодействий между планетезимали во внешнем диске.

Описание

Модель Nice 2 начинается с внешних планет в стабильной четверке. резонанс с каждой планетой, находящейся в резонансе со своими ближайшими соседями.[1] Одним из примеров среди нескольких потенциально устойчивых конфигураций четверного резонанса является Юпитер и Сатурн в резонансе 3: 2, Сатурн и Уран в резонансе 3: 2, и Уран и Нептун в резонансе 4: 3.[2] Взаимодействие с внешним планетезимальным диском, который гравитационно перемешивается Плутон -размерные объекты заставляют планеты перемещаться внутрь, оставаясь в резонансе.[1] Во время этой миграции эксцентриситет внутреннего ледяной гигант увеличивается, что приводит к светский резонанс переходы.[1] Через несколько сотен миллионов лет резонансная конфигурация дестабилизируется во время одного из пересечений секулярного резонанса.[1] Вскоре после этого начинаются гравитационные столкновения между планетами, подобные тем, что в оригинальной модели Ниццы.

Разработка

Модель Nice 2 устраняет некоторые недостатки исходной модели Nice. Первая слабость - это искусственный выбор начальных орбит внешних планет для создания нестабильности, которая соответствует времени наступления Поздняя тяжелая бомбардировка.[2] Вторая слабость - это чувствительность времени нестабильности к положению внутреннего края планетезимального диска.[2] Модель Nice 2 использует определенные начальные условия, полученные в результате изучения орбитальной эволюции планеты-гиганты на орбите в газовом диске,[1] что может произойти при определенных обстоятельствах.[3] Триггер нестабильности без явной корреляции между временем возникновения нестабильности и положением внутреннего края планетезимального диска является результатом включения взаимодействий между планетезималиями в модель Nice 2.[1]

Первоначальные условия

Начальные орбиты планет-гигантов в модели Ниццы 2 соответствуют предсказанной орбитальной структуре внешней Солнечной системы в конце фазы газового диска.[2] Модели планет-гигантов, вращающихся в газовом диске, предсказывают, что они будут мигрировать к центральной звезде со скоростью, зависящей от массы планеты и характеристик диска. В системе с несколькими планетами эта миграция может привести к сближению орбит планет и их захвату в резонансы среднего движения.[4][5] Исследования Юпитера и Сатурна показали, что они могут быть зафиксированы в резонансе 3: 2 или 2: 1 в зависимости от характеристик протопланетного диска.[6][3][7] После захвата в резонанс промежутки, образованные Юпитером и Сатурном в распределении плотности диска, могут перекрываться, и их внутренняя миграция может быть остановлена ​​или обращена вспять.[4][5] Когда Уран и Нептун по очереди добавляются к модели, они попадают в дальнейшие резонансы с захватом внешнего ледяного гиганта, в результате чего внутренний ледяной гигант имеет более высокий эксцентриситет, чем другие планеты.[8] Конечный результат - система в четверном резонансе. Ряд стабильных конфигураций был идентифицирован с конкретной окончательной конфигурацией в зависимости от начального положения планет.[9]

Триггер нестабильности

Включение гравитационных взаимодействий между планетезимали во внешнем диске выявило альтернативный механизм запуска поздней нестабильности внешних планет. Во время численного моделирования, которое включало гравитационные взаимодействия между планетезимали, наблюдалась передача энергии между диском и планетами. Эта передача энергии привела к миграции планет к Солнцу и происходила даже тогда, когда не было встреч между планетезималиями и планетами. По мере продвижения миграции эксцентриситет внутреннего ледяного гиганта увеличивался. В некоторых моделях четверной резонанс в конечном итоге был дестабилизирован, что привело к гравитационным столкновениям планет. Неустойчивость наблюдалась в 25% симуляций с временным интервалом от 300 миллионов до 1 миллиарда лет. Не было очевидной корреляции между расположением внутреннего края планетезимального диска и возникновением или временем возникновения нестабильности.[1]

Более тщательное исследование с использованием более простой модели с одной планетой и планетезимальным диском показало, что передача энергии происходила из-за связи между эксцентриситетом планетезималей во внешнем поясе и большой полуосью планеты. В результате этой связи увеличение среднего эксцентриситета планетезимального ремня, приводимого в движение за счет гравитационного перемешивания объектами размером с Плутон, приводит к уменьшению большая полуось планеты. Было обнаружено, что связь пропорциональна эксцентриситету планеты и в системе с множеством планет окажет наибольшее влияние на самую эксцентричную планету.[1]

Было обнаружено, что увеличение эксцентриситета внутреннего ледяного гиганта связано с различной силой связи между планетезимальным диском и планетами. Внутренний ледяной гигант с его более высоким эксцентриситетом из-за резонансного захвата внешнего ледяного гиганта обычно мигрировал бы с большей скоростью, чем другие планеты. Однако, поскольку резонансная конфигурация требует, чтобы миграция была синхронизирована, внутренний ледяной гигант должен увлекать другие планеты. Увеличение эксцентриситета внутреннего ледяного гиганта является результатом этого процесса.[1]

Исследование орбитальной эволюции планет показало, что дестабилизация их орбит произошла из-за вековых резонансных пересечений. Увеличение эксцентриситета внутреннего ледяного гиганта во время миграции привело к медленному изменению частот прецессии планет. Когда эти частоты стали похожими, возникли вековые резонансы. Эксцентриситет внутреннего ледяного гиганта колебался во время этих пересечений векового резонанса, иногда снижаясь настолько, что приводил к нарушению четверного резонанса. Нарушение четверного резонанса определялось силой векового резонанса и временем, проведенным в вековом резонансе.[1]

Природа механизма нестабильности ответственна за отсутствие корреляции между расстоянием до внутреннего края планетезимального пояса и временем возникновения нестабильности. Если внутренний край планетезимального диска близок, миграция планет происходит быстрее. Происходит больше секулярных пересечений резонанса, но, поскольку на каждое из них тратится меньше времени, только самые сильные могут нарушить четверной резонанс. Обратное верно для более удаленного пояса планетезималей. В результате конфликта между этими факторами время и возникновение нестабильности практически не зависят от расстояния до внутреннего края планетезимального пояса.[1]

Возможные проблемы и альтернатива

Исследование с использованием численного моделирования, которое включало гравитационные взаимодействия между всеми объектами, показало, что динамическая нестабильность произошла менее чем за 70 миллионов лет. Взаимодействие между планетезималиями динамически нагревает диск и приводит к более ранним взаимодействиям между планетезимали и планетами-гигантами. В этом исследовании использовалось ограниченное количество планетезималей из-за вычислительных ограничений, поэтому пока неизвестно, применим ли этот результат к более полному диску.[10]

Сочетание поздней дестабилизации резонансной цепочки из пяти планет и продолжительной миграции Нептуна маловероятно. Воспроизведение орбитального распределения объектов пояса Койпера требует, чтобы Нептун прошел миграцию на несколько а.е., достигнув 28 а.е., прежде чем начнутся встречи между планетами. Эта миграция Нептуна вероятна, если планетезимальный диск начался в пределах 2 а.е. от начальной орбиты Нептуна. Однако поздняя дестабилизация резонансной цепи требует более удаленного диска, по крайней мере, на 4 а.е. за орбитой Нептуна.[11]

Ранний разрыв резонансной цепочки с последующей медленной миграцией пыли может восполнить этот пробел. Пыль возникает в результате столкновения планетезималей, производящих обломки, которые превращаются в пыль в каскаде столкновений. Затем пыль движется по спирали к орбитам планет из-за Пойнтинг – Робертсон дрэг. Взаимодействие с этой пылью нарушает резонансную цепь и приводит к их миграции к планетезимальному диску на протяжении нескольких сотен миллионов лет.[11] Механизм нестабильности в модели Ниццы-2 теряет значение, если пыль, порожденная столкновениями планетезмалей, преждевременно разрушает резонансную цепочку.

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ а б c d е ж грамм час я j k Левисон, Гарольд Ф .; Морбиделли, Алессандро; Циганис, Клеоменис; Несворны, Давид; Гомес, Родни (2011). «Поздняя орбитальная неустойчивость внешних планет, вызванная взаимодействием с самогравитирующим планетезимальным диском». Астрономический журнал. 142 (5): 152. Bibcode:2011AJ .... 142..152L. Дои:10.1088/0004-6256/142/5/152.
  2. ^ а б c d Морбиделли, Алессандро (2010). «Последовательная и всеобъемлющая модель эволюции внешней Солнечной системы». Comptes Rendus Physique. 11 (9–10): 651–659. arXiv:1010.6221. Bibcode:2010CRPhy..11..651M. Дои:10.1016 / j.crhy.2010.11.001.
  3. ^ а б Zhang, H .; Чжоу, Ж.-Л. (2010). "Об орбитальной эволюции пары гигантских планет, заключенных в газовый диск. I. Конфигурация Юпитер-Сатурн". Астрофизический журнал. 714 (1): 532–548. arXiv:1002.2201. Bibcode:2010ApJ ... 714..532Z. Дои:10.1088 / 0004-637X / 714/1/532.
  4. ^ а б 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.
  5. ^ а б Морбиделли, Алессандро; Крида, Орелиен (2007). «Динамика Юпитера и Сатурна в газообразном протопланетарном диске». Икар. 191 (1): 158–171. arXiv:0704.1210. Bibcode:2007Icar..191..158M. Дои:10.1016 / j.icarus.2007.04.001.
  6. ^ Pierens, A .; Нельсон, Р. П. (2008). «Ограничения на резонансный захват двух планет, заключенных в протопланетный диск». Астрономия и астрофизика. 482 (1): 333–340. arXiv:0802.2033. Bibcode:2008A & A ... 482..333P. Дои:10.1051/0004-6361:20079062.
  7. ^ D'Angelo, G .; Марзари, Ф. (2012). «Внешняя миграция Юпитера и Сатурна в эволюционировавших газовых дисках». Астрофизический журнал. 757 (1): 50 (23 стр.). arXiv:1207.2737. Bibcode:2012ApJ ... 757 ... 50D. Дои:10.1088 / 0004-637X / 757/1/50.
  8. ^ Морбиделли, Алессандро; 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.
  9. ^ Батыгин, Константин; Браун, Майкл Э. (2010). «Ранняя динамическая эволюция Солнечной системы: определение начальных условий хорошей модели». Астрофизический журнал. 76 (2): 1323–1331. arXiv:1004.5414. Bibcode:2010ApJ ... 716.1323B. Дои:10.1088 / 0004-637X / 716/2/1323.
  10. ^ Reyes-Ruiz, M .; Aceves, H .; Чавес, К. Э. (2014). «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.
  11. ^ а б 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.