Nice modeli

Nice modeli (okunuşu: Nis), Güneş Sistemi'nin dinamik evrimi için önerilmiş bir senaryodur. Adını ilk olarak 2005 yılında geliştirildiği Côte d'Azur Gözlemevi'nin bulunduğu Fransa'nın Nice kentinden almıştır. Model, temel olarak ön gezegen diski dağıldıktan uzun bir süre sonra dev gezegenlerin ilk oluşum konumlarından mevcut konumlarına doğru yörüngesel olarak göç ettiğini öne sürmektedir. Bu yönüyle Güneş Sistemi'nin oluşumuna dair öne sürülen önceki modellerden ayrılır. Bu gezegen göçü senaryosu; Güneş Sistemi'nin dinamik simülasyonlarındaki Geç Dönem Ağır Bombardımanı, Oort bulutu'nun oluşumu, Kuiper kuşağı cisimleri, Jüpiter truvaları ve Neptün ötesi cisimler de dâhil olmak üzere küçük Güneş Sistemi nesnelerinin günümüzdeki yörüngesel dağılımlarını açıklamak için kullanılır.

Tanım

Dış gezegenleri ve gezegen kuşağını gösteren simülasyon: a) Jüpiter ve Satürn 2:1 rezonansa ulaşmadan önce erken konfigürasyon; b) Neptün (koyu mavi) ve Uranüs'ün (açık mavi) yörünge kaymasından sonra gezegenimsilerin iç Güneş sistemine saçılması; c) gezegenlerin gezegenler tarafından fırlatılmasından sonra.

Nice modeli ilk olarak 2005 yılında genel bilim dergisi Nature'da Rodney Gomes, Hal Levison, Alessandro Morbidelli ve Kleomenis Tsiganis tarafından gerçekleştirilen uluslararası bir işbirliğiyle yayımlanan üç makalede öne sürülmüştür. Yazarlar, ilkel Güneş Sistemi diskinin gaz ve tozunun dağılmasından sonra dört dev gezegenin (Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün) orijinal olarak Güneş'ten yaklaşık 5,5 ila 17 astronomik birim (AB) uzaklıktaki dairesel yörüngelerde bulunduğunu belirtmektedir. Bu mesafe sistemi günümüze kıyasla çok daha yoğun ve birbirine yakın hâle getirmektedir. Toplamda yaklaşık 35 Dünya kütlesine eşdeğer küçük kaya ve buz gezegenimsilerinden oluşan büyük ve yoğun disk, en dıştaki dev gezegenin yörüngesinden yaklaşık 35 AB'ye kadar uzanmaktaydı. Bilim insanları, Uranüs ve Neptün'ün oluşum süreçleri hakkında nispeten az veriye sahiptir; Levison'a göre "Uranüs ve Neptün'ün oluşumu ile ilgili olasılıklar neredeyse sonsuzdur". Sistemin evrimi şu mekanizmayla açıklanmaktadır: Diskin iç kenarındaki gezegenimsiler, zaman zaman en dıştaki dev gezegenle kütleçekimsel etkileşime girerek yörüngelerini değiştirir. Gezegenler, karşılaştıkları küçük buzlu cisimlerin çoğunu iç Güneş Sistemi'ne doğru saçarken, nesnelerle açısal momentum alışverişinde bulunur. Böylece dev gezegenler sistemin açısal momentumunu korumak adına tepki olarak dışa doğru hareket eder. Bu gezegenimsiler daha sonra karşılaştıkları bir sonraki gezegen tarafından benzer şekilde dağıtılır ve sırasıyla Uranüs, Neptün ile Satürn'ün yörüngelerini aşamalı olarak dışa doğru genişletir. Her bir momentum değişiminin üreteceği hareket küçük olsa da, bu kütleçekimsel karşılaşmalar kümülatif olarak gezegenlerin yörüngelerini önemli ölçüde değiştirir. Bu süreç, gezegenimsilerin muazzam kütleçekimi sayesinde onları oldukça eliptik yörüngelere sokan veya Güneş Sistemi'nden doğrudan fırlatan en büyük dev gezegen Jüpiter ile etkileşime girmesine kadar devam eder. Bu fırlatma tepkimesi, diğer dev gezegenlerin aksine Jüpiter'in Güneş'e doğru hafifçe içe göç etmesine neden olur. Yüz milyonlarca yıl süren yavaş ve kademeli yörüngesel göçün ardından, en içteki iki dev gezegen olan Jüpiter ve Satürn, karşılıklı 1:2 ortalama hareket rezonansını aşar. Bu dinamik etkileşim, gezegenlerin yörünge dış merkezliklerinde (eksantriklik) artışa yol açarak gezegen sisteminin genel dengesini bozar. Dev gezegenlerin yapısı hızlı ve çarpıcı bir şekilde değişir. Jüpiter, Satürn'ü şimdiki konumuna doğru kaydırır; bu durum Satürn ile iki buz devi (Uranüs ve Neptün) arasında, buz devlerini çok daha eksantrik yörüngelere iten karşılıklı yerçekimi karşılaşmalarına yol açar. Buz devleri daha sonra gezegenimsi diskine girer ve on binlerce nesneyi dış Güneş Sistemi'ndeki daha önce sabit olan yörüngelerinden dışarı saçar. Bu kararsızlık ilkel diski neredeyse tamamen dağıtır ve kütlesinin %99'unu ortadan kaldırır. Bu mekanizma, günümüzde yoğun bir Neptün-ötesi popülasyonun bulunmamasını açıklamaktadır. Gezegenimsilerin bazıları iç Güneş Sistemi'ne atılarak karasal gezegenler üzerinde ani bir çarpışma silsilesi meydana getirir; bu olay Geç Dönem Ağır Bombardımanı olarak tanımlanmaktadır. Sonunda, dev gezegenler mevcut yörünge yarı büyük eksenlerine ulaşır. Kalan gezegenimsi diskle yaşanan dinamik sürtünme, devlerin eksantrikliklerini azaltarak Uranüs ve Neptün'ün yörüngelerini tekrar dairesel hâle getirir. Tsiganis ve meslektaşlarının ilk simülasyonlarının yaklaşık %50'sinde Neptün ve Uranüs konum değiştirmiştir. Uranüs ve Neptün'ün yer değiştirmesi, yüzey yoğunluğu Güneş'ten uzaklaştıkça azalan bir diskteki oluşum modelleriyle tutarlıdır ve kütlelerin dışa doğru azalması gerektiği öngörüsünü destekler.

Örnek Dört dev gezegenin yörüngesinin göçünün Nice Modeli simülasyonu.

Güneş Sistemi Özellikleri

Erken Güneş Sistemi'nin evrimi doğrudan gözlemlenemediğinden, tarihsel bir dinamik modeli kanıtlamak zordur. Bununla birlikte, modellerin başarısı; simülasyonlardan elde edilen popülasyon tahminleri ile astronomik gözlemler karşılaştırılarak değerlendirilir. Günümüzde, Nice senaryosunun başlangıç koşullarını baz alan bilgisayar modelleri, gözlemlenen Güneş Sistemi'nin birçok yönüne en iyi şekilde uymaktadır.

Geç Ağır Bombardıman

Ay'daki ve karasal gezegenlerdeki krater kayıtları, Güneş Sistemi'nin oluşumundan yaklaşık 600 milyon yıl sonra çarpışmaların sayısında meydana gelen ani artışın, yani Geç Dönem Ağır Bombardımanı'nın (LHB) temel kanıtıdır. Nice modelinde, Uranüs ve Neptün tarafından bozulan dış diskteki buzlu gezegenimsiler iç Güneş Sistemi yörüngelerine fırlatıldığında karasal gezegenlerde keskin bir çarpışma dalgasına neden olur. Dış gezegenlerin göçü, aynı zamanda iç Güneş Sistemi'nde ortalama hareket ve seküler (yüzyıllık) rezonansların değişmesine yol açar. Asteroit kuşağında bunlar, asteroitlerin eksantrikliklerini uyararak onları karasal gezegenlerle kesişen yörüngelere sürükler ve taşlı nesneler tarafından daha uzun süreli çarpışmalara zemin hazırlayarak kuşağın kütlesinin kabaca %90'ını eksiltir. Ay'a ulaşacak cisimlerin sayısı, LHB krater kayıtlarıyla tutarlıdır; ancak geride kalan asteroitlerin yörünge dağılımının gözlemlerle tam olarak örtüşmediği durumlar mevcuttur. Dış Güneş Sistemi'nde Jüpiter'in uyduları üzerindeki etkiler Ganymede'nin yapısal farklılaşmasını tetiklemek için yeterlidir ancak Callisto için bu durum geçerli değildir. Buzlu gezegenimsilerin Satürn'ün iç uyduları üzerindeki etkileri ise oldukça şiddetlidir ve buz tabakalarının buharlaşmasına neden olur.

Truva Atları ve Asteroit Kuşağı

Jüpiter ve Satürn 2:1 rezonansını geçtikten sonra, birleşik kütleçekim etkileri Truvalıların ortak yörünge bölgesini istikrarsızlaştırarak Jüpiter ve Neptün'ün L4 ve L5 Lagrange noktalarındaki ilkel Truva gruplarının kaçmasına, dış gezegen diskinden yeni nesnelerin ise bu noktalara yakalanmasına izin verir. Bu kararsızlık döneminde Truva yörünge bölgesi "dinamik olarak açıktır"; nesneler bölgeye hem girebilir hem de bölgeden çıkabilir. İlkel Truvalılar kaçar ve parçalanmış diskteki sayısız gezegenimsi geçici olarak bu noktalara yerleşir. Jüpiter ve Satürn yörüngeleri birbirinden uzaklaştığında Truva bölgesi "dinamik olarak kapalı" hâle gelir; mevcut nesneler kalıcı olarak yakalanır. Yakalanan Truvalılar, dev gezegenlerle tekrar tekrar karşılaşmaları nedeniyle geniş bir yörünge eğimi (inklinasyon) aralığına sahiptir. Simüle edilen popülasyonun dinamikleri, Jüpiter Truvalarının gözlemsel verileriyle örtüşür. Nice modelinin bu mekanizması Neptün Truvalarının oluşumunu da başarılı şekilde açıklar. Jüpiter içe doğru göç ederken, rezonans noktalarında çok sayıda gezegenimsi de yakalamıştır. Jüpiter ile 3:2 rezonansta kalanlar Hilda ailesini oluşturur. Rezonans hâlindeki diğer nesnelerin eksantrikliği azalmış ve rezonanslar içe doğru hareket ettikçe, dış asteroit kuşağında 2,6 AB'den daha büyük mesafelerde kararlı yörüngelere yerleşmişlerdir. Yakalanan bu nesneler daha sonra çarpışma erozyonuna uğrayarak popülasyonu daha küçük parçalara böler. Bu küçük nesneler Yarkovsky etkisi ile kararsız rezonanslara veya Poynting-Robertson sürüklenmesi ile Güneş'e doğru yönelir. Bottke ve meslektaşlarına göre bu işlemler, dış asteroit kuşağına yerleşen orijinal kütlenin %90'ından fazlasını ortadan kaldırmıştır. Bu erozyon modelindeki boyut-frekans dağılımı, gözlemlerle mükemmel bir uyum içindedir ve spektral D-tipi asteroitlerin, Jüpiter Truvaları ile Hildaların bu süreçten arta kalanlar olduğunu gösterir. Ceres'in de benzer bir süreçle ele geçirildiği öne sürülmektedir. Yakın zamanda, orijinal modele kıyasla iç asteroit kuşağına çok daha yakın (2,5 AB'den küçük) yörüngelerde D tipi asteroitler keşfedilmiştir.

Dış Sistem Uyduları

Toplama disklerinden sürüklenme veya çarpmalar gibi geleneksel mekanizmalar tarafından yakalanan düzensiz uyduların orijinal popülasyonları, küresel sistem kararsızlığı sırasında gezegenler arasındaki karşılaşmalar sırasında kaybolacaktır. Nice modelinde, Uranüs ve Neptün gezegenimsi diske girip bozduktan sonra dış gezegenler çok sayıda gezegenimsi ile karşılaşır. Bu gezegenimsilerin bir kısmı, gezegenler arasındaki karşılaşmalar sırasında üç yönlü etkileşimler yoluyla bu gezegenler tarafından yakalanır. Herhangi bir gezegenin bir buz devi tarafından yakalanma olasılığı nispeten yüksektir, birkaç 10 −7. Bu yeni uydular neredeyse her açıdan yakalanabilirdi, bu nedenle Satürn, Uranüs ve Neptün'ün normal uydularından farklı olarak, gezegenlerin ekvator düzlemlerinde yörüngede dolanmaları gerekmez. Hatta bazı düzensizlikler gezegenler arasında değiş tokuş edilmiş olabilir. Ortaya çıkan düzensiz yörüngeler, gözlemlenen popülasyonların yarı ana eksenleri, eğilimleri ve eksantriklikleri ile iyi uyum sağlar. Bu ele geçirilen uydular arasındaki müteakip çarpışmalar, bugün görülen şüpheli çarpışma ailelerini yaratmış olabilir. Bu çarpışmalar, popülasyonu mevcut boyut dağılımına aşındırmak için de gereklidir.

Neptün'ün en büyük ayı olan Triton, ikili bir gezegenoidin bozulmasını içeren üç cisim etkileşiminde yakalanmışsa açıklanabilir. Triton ikilinin daha küçük üyesi olsaydı, bu tür ikili bozulma daha olası olurdu. Bununla birlikte, Triton'un yakalanması, gaz diskinin göreceli hızları azaltacağı ve ikili değişim reaksiyonlarının genel olarak çok sayıda küçük düzensizliği sağlayamayacağı erken Güneş Sistemi'nde daha olası olacaktır.

Jüpiter ve diğer gezegenler arasında, dış Güneş Sisteminin diğer yönlerini yeniden üreten ilk Nice model simülasyonlarında Jüpiter'in düzensizliklerini açıklamaya yetecek kadar etkileşim yoktu. Bu, ya o gezegen için ikinci bir mekanizmanın iş başında olduğunu ya da ilk simülasyonların dev gezegenlerin yörüngelerinin evrimini yeniden üretmediğini gösteriyor.

Kuiper Kuşağının Oluşumu

Dış gezegenlerin göçü, Güneş Sistemi'nin en dış bölgelerinin varlığını ve özelliklerini açıklamak için de gereklidir. Başlangıçta, Kuiper kuşağı çok daha yoğundu ve Güneş'e daha yakındı. Dış kenarı yaklaşık 30 dereceydi. A.B.D. İç kenarı, oluştuklarında Güneş'e çok daha yakın olan Uranüs ve Neptün'ün yörüngelerinin hemen ötesinde olurdu (büyük olasılıkla 15-20 aralığında). AU) ve zıt konumlarda, Uranüs Güneş'ten Neptün'den daha uzakta.

Gezegenler arasındaki yerçekimi karşılaşmaları, Neptün'ü yarı ana ekseni ~28 AU ve 0.4 kadar yüksek bir eksantriklik ile gezegenimsi diske doğru dağıtır. Neptün'ün yüksek eksantrikliği, ortalama hareket rezonanslarının üst üste gelmesine ve Neptün ile 2:1 ortalama hareket rezonansları arasındaki bölgede yörüngelerinin kaotik hale gelmesine neden olur. Bu zamanda Neptün ile gezegenimsi diskin kenarı arasındaki nesnelerin yörüngeleri, bu bölge içindeki sabit düşük eksantriklikli yörüngelere doğru dışa doğru gelişebilir. Neptün'ün eksantrikliği dinamik sürtünme tarafından sönümlendiğinde, bu yörüngelerde sıkışıp kalırlar. Bu nesneler, Neptün ile etkileşime girdikleri kısa süre boyunca eğimleri küçük kaldığından dinamik olarak soğuk bir kuşak oluşturur. Daha sonra, Neptün düşük eksantriklikli bir yörüngede dışa doğru göç ederken, dışa doğru saçılan nesneler rezonanslarına yakalanır ve Kozai mekanizması nedeniyle eksantriklikleri azalır ve eğimleri artar, bu da sabit daha yüksek eğimli yörüngelere kaçmalarına izin verir. Diğer nesneler rezonansta yakalanmaya devam ederek plutinoları ve diğer rezonans popülasyonlarını oluşturur. Bu iki popülasyon dinamik olarak sıcaktır, daha yüksek eğilimleri ve eksantriklikleri vardır; dışa doğru saçılmış olmaları ve bu cisimlerin Neptün ile daha uzun süre etkileşime girmeleri nedeniyle.

Neptün'ün yörüngesinin bu evrimi, hem rezonanslı hem de rezonanssız popülasyonlar, Neptün'ün 2:1 rezonansında bir dış kenar ve orijinal gezegenimsi diske göre küçük bir kütle üretir. Neptün'ün dışa doğru saçılması ve 3:2 rezonansını gezegenimsi diskin orijinal kenarının ötesinde bırakması nedeniyle diğer modellerdeki düşük eğimli plütinoların fazlalığından kaçınılır. Öncelikle dış diskten kaynaklanan soğuk klasik nesneler ve yakalama süreçleri ile farklı başlangıç konumları, iki modlu eğim dağılımı ve bunun kompozisyonlarla korelasyonu için açıklamalar sunar. Bununla birlikte, Neptün'ün yörüngesinin bu evrimi, yörünge dağılımının bazı özelliklerini hesaba katmaz. Klasik Kuiper kuşağı nesne yörüngelerinde gözlemlenenden daha büyük bir ortalama eksantriklik öngörür (0,10-0,13'e karşı 0,07) ve yeterince yüksek eğimli nesneler üretmez. Renk farklılıklarının tamamen ilkel kompozisyondaki farklılıklardan ziyade kısmen yüzey evrim süreçlerinden kaynaklandığı öne sürülmesine rağmen, soğuk popülasyonda gri nesnelerin görünürdeki tam yokluğunu da açıklayamaz.

Nice modelinde tahmin edilen en düşük eksantrikliğe sahip nesnelerin eksikliği, soğuk popülasyonun in situ oluştuğunu gösterebilir. Farklı yörüngelere ek olarak, sıcak ve soğuk popülasyonları farklı renklere sahiptir. Soğuk popülasyon, sıcak popülasyondan belirgin şekilde daha kırmızıdır, bu da farklı bir bileşime sahip olduğunu ve farklı bir bölgede oluştuğunu gösterir. Soğuk popülasyon aynı zamanda, Neptün ile yakın bir karşılaşmadan sağ çıkması pek olası olmayan, gevşek bağlı yörüngelere sahip çok sayıda ikili nesneyi de içerir. Mevcut konumunda soğuk popülasyon oluşmuşsa, onu korumak için Neptün'ün eksantrikliğinin küçük veya Uranüs ile güçlü bir etkileşim nedeniyle günberinin hızla ilerlemesi gerekir.

Dağınık Disk ve Oort Bulutu

Neptün tarafından yarı ana ekseni 50 AU'dan daha büyük yörüngelere dağılan nesneler, saçılan diskin rezonans popülasyonunu oluşturan rezonanslarda yakalanabilir veya rezonans sırasında eksantriklikleri azalırsa, rezonanstan kaçarak kararlı yörüngelere geçebilirler. Neptün göç ederken dağınık disk. Neptün'ün eksantrikliği büyük olduğunda, aphelion mevcut yörüngesinin çok ötesine ulaşabilir. Şu anda Neptün'ünkine yakın veya ondan daha büyük perihelia'ya ulaşan nesneler, eksantrikliği sönümlendiğinde Neptün'den ayrılabilir ve aphelion'unu azaltarak onları dağınık diskte sabit yörüngelerde bırakır.

Uranüs ve Neptün tarafından daha büyük yörüngelere (kabaca 5.000 AU) saçılan nesneler, galaktik gelgit tarafından günberilerini yükselterek, onları orta dereceli eğilimlerle iç Oort bulutunu oluşturan gezegenlerin etkisinden ayırabilir. Daha da büyük yörüngelere ulaşan diğerleri, izotropik eğimli dış Oort bulutunu oluşturan yakındaki yıldızlar tarafından bozulabilir. Jüpiter ve Satürn tarafından saçılan nesneler tipik olarak Güneş Sisteminden fırlatılır. İlk gezegenimsi diskin yüzde birkaçı bu rezervuarlarda biriktirilebilir.

Değişiklikler

Nice modeli, ilk yayınından bu yana bir dizi değişiklik geçirdi. Bazı değişiklikler Güneş Sistemi'nin oluşumunun daha iyi anlaşılmasını yansıtırken diğerleri tahminleri ve gözlemleri arasında önemli farklılıklar tespit edildikten sonra yapılmıştır. Erken Güneş Sistemi'nin hidrodinamik modelleri, dev gezegenlerin yörüngelerinin birleşerek bir dizi rezonansa yakalanmalarına neden olacağını gösteriyor. Jüpiter ve Satürn'ün kararsızlıktan önce 2: 1 rezonansa yavaş yaklaşması ve sonrasında yörüngelerini düzgün bir şekilde ayırmalarının, geniş kapsamlı laik rezonanslar nedeniyle iç Güneş Sistemindeki nesnelerin yörüngelerini değiştirdiği de gösterildi. İlki, Mars'ın yörüngesinin diğer karasal gezegenlerin yörüngesini geçerek iç Güneş Sistemini istikrarsızlaştırmasıyla sonuçlanabilir. İlkinden kaçınılırsa, ikincisi karasal gezegenlerin yörüngelerini daha büyük eksantrikliklerle terk edecekti. Asteroit kuşağının yörünge dağılımı da, onu aşırı eğimli nesnelerle bırakarak değişecektir. Tahminler ve gözlemler arasındaki diğer farklılıklar arasında Jüpiter tarafından birkaç düzensiz uydunun yakalanması, Satürn'ün iç uydularından buzun buharlaşması, Kuiper kuşağında yakalanan yüksek eğimli nesnelerin azlığı ve yakın zamanda iç gezegende D-tipi asteroitlerin keşfi yer alıyordu. asteroit kuşağı.

Nice modelinde yapılan ilk değişiklikler, dev gezegenlerin ilk konumlarıydı. Bir gaz diskinde yörüngede dönen gezegenlerin davranışlarının hidrodinamik modeller kullanılarak incelenmesi, dev gezegenlerin Güneş'e doğru göç edeceklerini ortaya koyuyor. Göç devam ederse, Jüpiter'in yakın zamanda keşfedilen sıcak Jüpiterler olarak bilinen öte gezegenler gibi Güneş'e yakın bir yörüngede dönmesine neden olacaktı. Ancak Satürn'ün Jüpiter ile rezonansta yakalanması bunu engeller ve diğer gezegenlerin daha sonra yakalanması, Jüpiter ve Satürn'ün 3:2 rezonanslarında dörtlü bir rezonans konfigürasyonu ile sonuçlanır. Bu rezonansın gecikmeli olarak bozulması için bir mekanizma da önerildi. Dış diskteki Plüton kütleli nesnelerle yerçekimi karşılaşmaları, yörüngelerini karıştırarak eksantrikliklerde bir artışa ve yörüngelerinin birleşmesi yoluyla dev gezegenlerin içe göçüne neden olur. Bu içe göç sırasında, gezegenlerin yörüngelerinin eksantrikliklerini değiştiren ve dörtlü rezonansı bozan dünyevi rezonanslar geçilecekti. Bunu orijinal Nice modeline benzer bir geç kararsızlık izler. Orijinal Nice modelinden farklı olarak, bu kararsızlığın zamanlaması, gezegenlerin başlangıç yörüngelerine veya dış gezegen ile gezegenimsi disk arasındaki mesafeye duyarlı değildir. Rezonanslı gezegen yörüngelerinin kombinasyonu ve bu uzun mesafeli etkileşimlerin tetiklediği geç kararsızlık, Nice 2 modeli olarak adlandırıldı.

İkinci değişiklik, buz devlerinden birinin Jüpiter ile karşılaşması ve yarı ana ekseninin sıçramasına neden olması şartıydı. Bu atlama-Jüpiter senaryosunda, bir buz devi Satürn ile karşılaşır ve içeriye doğru Jüpiter'i geçen bir yörüngeye dağılarak Satürn'ün yörüngesinin genişlemesine neden olur; sonra Jüpiter'le karşılaşır ve dışarı doğru dağılarak Jüpiter'in yörüngesinin küçülmesine neden olur. Bu, Jüpiter'in ve Satürn'ün yörüngelerinin yumuşak bir ıraksak göç yerine adım adım ayrılmasıyla sonuçlanır. Jüpiter ve Satürn'ün yörüngelerinin kademeli olarak ayrılması, karasal gezegenlerin eksantrikliklerini artıran ve asteroit kuşağını aşırı yüksek-düşük-oranıyla terk eden iç güneş Sistemi boyunca laik rezonansların yavaş süpürülmesini önler eğim nesneleri. Bu modelde buz devi ile Jüpiter'in karşılaşmaları, Jüpiter'in kendi düzensiz uydularını elde etmesine olanak sağlıyor. Jüpiter Truvaları da bu karşılaşmaların ardından Jüpiter'in yarı ana ekseni sıçradığında yakalanır ve eğer buz devi Truvalarını saçan kurtuluş noktalarından birinden geçerse, bir popülasyon diğerine göre tükenir. Asteroit kuşağı boyunca seküler rezonansların daha hızlı geçişi, asteroitlerin çekirdeğinden kaybını sınırlar. Geç Ağır Bombardımanının kayalık çarpma darbelerinin çoğu, bunun yerine dev gezegenler mevcut konumlarına ulaştığında bozulan bir iç uzantıdan kaynaklanır ve geriye kalan bir kalıntı Hungaria asteroitleri olarak kalır. Bazı D-tipi asteroitler, asteroit kuşağını geçerken buz devi ile karşılaşmalar sırasında, 2.5 AU içinde, iç asteroit kuşağına gömülür.

Beş Gezegenli Nice Modeli

Buz devinin simülasyonlarda Güneş Sistemi'nden sıklıkla dışarı atılması, bilim insanlarını sistemde başlangıçta beş dev gezegen bulunduğu yönünde bir hipotez kurmaya yöneltmiştir. Bu model, 3:2, 3:2, 2:1 ve 3:2 rezonans zincirindeki dev gezegenlerle başlar. Rezonans kırıldığında Neptün 28 AB'ye göç eder; Jüpiter'in dış merkezliği korunur ve Kuiper kuşağının eğim dağılımı başarılı bir şekilde yeniden üretilir. Buz devinin sistemden atılması yörüngesel enerjinin transferini sağlayarak mevcut durumu kararlı hâle getirir ve Satürn'ün iç uydularının buz kaybını azaltır. Bu boşluk, rezonanstan erken bir kaçışın ardından birkaç milyon yıl boyunca yavaş, toz kaynaklı bir göçle kapatılabilir. Beş gezegenli sistemin kararsızlığının, karasal gezegenlerin oluşumundan önce meydana geldiğini gösteren bazı istatistiksel çıkarımlar mevcuttur. Ancak bu senaryo erken kararsızlığın Geç Dönem Ağır Bombardımanın yegane kaynağı olamayacağını ima eder.

Ayrıca bakınız

Kaynakça

  1. ↑ "Solving solar system quandaries is simple: Just flip-flop the position of Uranus and Neptune". Press release. Arizona State University. 11 Aralık 2007. 28 Mart 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Mart 2009.
  2. ↑ Desch, S. J. (2007). "Mass Distribution and Planet Formation in the Solar Nebula". The Astrophysical Journal. 671 (1): 878-893. DOI:10.1086/522825.
  3. ↑ "Solar System Formation". Reviews in Modern Astronomy. 21. 2009. ss. 215-227. DOI:10.1002/9783527629190.ch12. 9783527629190.
  4. 1 2 3 R. Gomes (2005). "Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets" (PDF). Nature. 435 (7041): 466-9. doi:10.1038/nature03676. PMID 15917802. 1 Şubat 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF)30 Haziran 2021.
  5. 1 2
  6. 1 2 3 Tsiganis, K. (2005). "Origin of the orbital architecture of the giant planets of the Solar System" (PDF). Nature. 435 (7041): 459-461. DOI:10.1038/nature03539. PMID 15917800. 8 Eylül 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 30 Haziran 2021.
  7. ↑ Morbidelli, A. (2005). "Chaotic capture of Jupiter's Trojan asteroids in the early Solar System" (PDF). Nature. 435 (7041): 462-465. DOI:10.1038/nature03540. PMID 15917801. 21 Şubat 2014 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi.
  8. ↑ "Uranus, Neptune, and the Mountains of the Moon". Planetary Science Research Discoveries. Hawaii Institute of Geophysics & Planetology. 21 Ağustos 2001. 12 Mayıs 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2008.
  9. ↑ "Orbital shuffle for early solar system". Geotimes. 7 Haziran 2005. 4 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Ağustos 2007.
  10. ↑ Levison, H. F. (2007). "Origin of the Structure of the Kuiper Belt during a Dynamical Instability in the Orbits of Uranus and Neptune". Icarus. 196 (1): 258-273. DOI:10.1016/j.icarus.2007.11.035.
  11. ↑
  12. ↑
  13. ↑ "Constraints on outer Solar System early chronology" (PDF). Early Solar System Impact Bombardment conference. 2008. 10 Eylül 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 18 Ekim 2008.
  14. ↑
  15. ↑ Morbidelli, A. (2010). "Evidence from the Asteroid Belt for a Violent Past Evolution of Jupiter's Orbit". The Astronomical Journal. 140 (5): 1391-1501. DOI:10.1088/0004-6256/140/5/1391.
  16. ↑ "Comet impacts explain Ganymede-Callisto dichotomy". Astronomy Now. 7 Mayıs 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Aralık 2016.
  17. ↑ Nimmo, F. (2012). "Impact-driven ice loss in outer Solar System satellites: Consequences for the Late Heavy Bombardment". Icarus. 219 (1): 508-510. DOI:10.1016/j.icarus.2012.01.016.
  18. ↑ Levison, Harold F. (1997). "Dynamical evolution of Jupiter's Trojan asteroids". Nature. 385 (6611): 42-44. DOI:10.1038/385042a0.
  19. ↑
  20. ↑
  21. ↑ Levison, H. F. (2009). "Contamination of the asteroid belt by primordial trans-Neptunian objects". Nature. 460 (7253): 364-366. DOI:10.1038/nature08094. PMID 19606143.
  22. ↑ Bottke, W. F. (2008). "The Collisional Evolution of Objects Captured in the Outer Asteroid Belt During the Late Heavy Bombardment". 39th Lunar and Planetary Science Conference. 39 (LPI Contribution No. 1391): 1447.
  23. ↑ McKinnon, William B. (2008). "On The Possibility Of Large KBOs Being Injected Into The Outer Asteroid Belt". Bulletin of the American Astronomical Society. 40: 464.
  24. ↑ DeMeo, F. E. (2014). "Unexpected D-type interlopers in the inner main belt". Icarus. 229: 392-399. DOI:10.1016/j.icarus.2013.11.026.
  25. ↑ Turrini & Marzari, 2008, Phoebe and Saturn's irregular satellites: implications for the collisional capture scenario 3 Mart 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  26. ↑ Tsiganis (2005). "Origin of the orbital architecture of the giant planets of the Solar System" (PDF). Nature. 435 (7041): 459-461. doi:10.1038/nature03539. PMID 15917800. 8 Eylül 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF)30 Haziran 2021.
  27. 1 2 Nesvorný (2007). "Capture of Irregular Satellites during Planetary Encounters". The Astronomical Journal. 133 (5): 1962-1976. doi:10.1086/512850.
  28. ↑ Nesvorný (2004). "Collisional Origin of Families of Irregular Satellites". The Astronomical Journal. 127 (3): 1768-1783. doi:10.1086/382099.
  29. ↑ Bottke (2010). "The Irregular Satellites: The Most Collisionally Evolved Populations in the Solar System". The Astronomical Journal. 139 (3): 994-1014. doi:10.1088/0004-6256/139/3/994.
  30. ↑ Agnor (2006). "Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter". Nature. 441 (7090): 192-194. doi:10.1038/nature04792. PMID 16688170.
  31. ↑ Vokrouhlický (2008). "Irregular Satellite Capture by Exchange Reactions". The Astronomical Journal. 136 (4): 1463-1476. doi:10.1088/0004-6256/136/4/1463.
  32. 1 2 3 Levison (2007). "Origin of the Structure of the Kuiper Belt during a Dynamical Instability in the Orbits of Uranus and Neptune". Icarus. 196 (1): 258-273. doi:10.1016/j.icarus.2007.11.035.
  33. 1 2 Levison (3 Nisan 2008). "Origin of the structure of the Kuiper belt during a dynamical instability in the orbits of Uranus and Neptune". Icarus. 196 (1): 258-273. doi:10.1016/j.icarus.2007.11.035.
  34. ↑ Morbidelli. "Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs". arXiv:astro-ph/0512256 Özgürce erişilebilir.
  35. ↑ Lovett (2010). "Kuiper Belt may be born of collisions". Nature. doi:10.1038/news.2010.522.
  36. ↑ Wolff (2012). "Neptune on Tiptoes: Dynamical Histories that Preserve the Cold Classical Kuiper Belt". The Astrophysical Journal. 746 (2): 171. doi:10.1088/0004-637X/746/2/171.
  37. ↑ Batygin (2011). "Retention of a Primordial Cold Classical Kuiper Belt in an Instability-Driven Model of Solar System Formation". The Astrophysical Journal. 738 (1): 13. doi:10.1088/0004-637X/738/1/13.
  38. ↑ Dones (2004). "Oort cloud formation and dynamics". Comets II. 323: 153-174.
  39. ↑ Brasser (2013). "Oort cloud and Scattered Disc formation during a late dynamical instability in the Solar System". Icarus. 225 (1): 40.49. doi:10.1016/j.icarus.2013.03.012.
  40. 1 2 Morbidelli (2007). "Dynamics of the Giant Planets of the Solar System in the Gaseous Protoplanetary Disk and Their Relationship to the Current Orbital Architecture". The Astronomical Journal. 134 (5): 1790-1798. doi:10.1086/521705.
  41. 1 2 Brasser (2009). "Constructing the secular architecture of the solar system II: the terrestrial planets". Astronomy and Astrophysics. 507 (2): 1053-1065. doi:10.1051/0004-6361/200912878.
  42. 1 2 Morbidelli (2010). "Evidence from the Asteroid Belt for a Violent Past Evolution of Jupiter's Orbit". The Astronomical Journal. 140 (5): 1391-1501. doi:10.1088/0004-6256/140/5/1391.
  43. ↑ Levison (2011). "Late Orbital Instabilities in the Outer Planets Induced by Interaction with a Self-gravitating Planetesimal Disk". The Astronomical Journal. 142 (5): 152. doi:10.1088/0004-6256/142/5/152.
  44. ↑ Nesvorný (2014). "Capture of Irregular Satellites at Jupiter". The Astrophysical Journal. 784 (1): 22. doi:10.1088/0004-637X/784/1/22.
  45. ↑ Nesvorný (2013). "Capture of Trojans by Jumping Jupiter". The Astrophysical Journal. 768 (1): 45. doi:10.1088/0004-637X/768/1/45.
  46. ↑ Bottke (2012). "An Archaean heavy bombardment from a destabilized extension of the asteroid belt". Nature. 485 (7396): 78-81. doi:10.1038/nature10967. PMID 22535245.
  47. ↑ Vokrouhlický (2016). "Capture of Trans-Neptunian Planetesimals in the Main Asteroid Belt". The Astronomical Journal. 152 (2): 39. doi:10.3847/0004-6256/152/2/39.
  48. ↑ Nesvorný, D. (2011). "Young Solar System's Fifth Giant Planet?". The Astrophysical Journal Letters. 742 (2): L22. DOI:10.1088/2041-8205/742/2/L22.
  49. ↑ Batygin, K. (2012). "Instability-driven Dynamical Evolution Model of a Primordially Five-planet Outer Solar System". The Astrophysical Journal Letters. 744 (1): L3. DOI:10.1088/2041-8205/744/1/L3.
  50. ↑ Nesvorný, D. (2012). "Statistical Study of the Early Solar System's Instability with Four, Five, and Six Giant Planets". The Astronomical Journal. 144 (4): 17. DOI:10.1088/0004-6256/144/4/117.
  51. ↑ Nesvorný, D. (2015). "Jumping Neptune Can Explain the Kuiper Belt Kernel". The Astronomical Journal. 150 (3): 68. DOI:10.1088/0004-6256/150/3/68.
  52. ↑ Nesvorný, D. (2012). "Statistical Study of the Early Solar System's Instability with Four, Five, and Six Giant Planets". The Astronomical Journal. 144 (4): 117. DOI:10.1088/0004-6256/144/4/117.
  53. ↑ Nesvorný, D. (2015). "Evidence for Slow Migration of Neptune from the Inclination Distribution of Kuiper Belt Objects". The Astronomical Journal. 150 (3): 73. DOI:10.1088/0004-6256/150/3/73.
  54. ↑ "The Impact Rate on Giant Planet Satellites During the Late Heavy Bombardment" (PDF). 44th Lunar and Planetary Science Conference (2013). 10 Mayıs 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 30 Haziran 2021.
  55. ↑ Deienno, R. (2017). "Constraining the giant planets' initial configuration from their evolution: implications for the timing of the planetary instability". The Astronomical Journal. 153 (4): 153. DOI:10.3847/1538-3881/aa5eaa.
  56. ↑ Kaib, N. A. (2016). "The fragility of the terrestrial planets during a giant-planet instability". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 455 (4): 3561-3569. DOI:10.1093/mnras/stv2554.
  57. ↑ "Jupiter May Have Ejected A Planet From Our Solar System". Starts With a Bang. Forbes. 28 Ocak 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Aralık 2015.
  58. ↑ Walsh, K. J. (2011). "The effect of an early planetesimal-driven migration of the giant planets on terrestrial planet formation". Astronomy and Astrophysics. 526: A126. DOI:10.1051/0004-6361/201015277.
  59. ↑ Toliou, A. (2016). "Magnitude and timing of the giant planet instability: A reassessment from the perspective of the asteroid belt". Astronomy & Astrophysics. 592: A72. DOI:10.1051/0004-6361/201628658.