Schönes Modell - Nice model

Der Nizza ( / n i s / ) Modell ist ein Szenario für die dynamische Entwicklung des Sonnensystems . Es ist nach dem Standort des Observatoire de la Côte d'Azur benannt – wo es ursprünglich im Jahr 2005 entwickelt wurde – in Nizza , Frankreich. Es schlägt die Migration der Riesenplaneten von einer anfänglichen kompakten Konfiguration in ihre gegenwärtigen Positionen vor, lange nach der Auflösung der anfänglichen protoplanetaren Scheibe . Auf diese Weise unterscheidet es sich von früheren Modellen der Entstehung des Sonnensystems. Diesplanetarische Migration wird in dynamischen Simulationen des Sonnensystems verwendet , um historische Ereignisse zu erklären , einschließlich der späten schweren Bombardierung des inneren Sonnensystems , der Bildung der Oort - Wolke und der Existenz von Populationen kleiner Körper des Sonnensystems wie dem Kuiper - Gürtel , dem Neptun- und Jupiter-Trojaner und die zahlreichen resonanten transneptunischen Objekte, die von Neptun dominiert werden.

Sein Erfolg bei der Reproduktion vieler der beobachteten Merkmale des Sonnensystems hat ihm eine breite Akzeptanz als das derzeit realistischste Modell der frühen Evolution des Sonnensystems eingebracht, obwohl es unter Planetenwissenschaftlern nicht allgemein bevorzugt wird . Spätere Forschungen ergaben eine Reihe von Unterschieden zwischen den ursprünglichen Vorhersagen des Nizza-Modells und den Beobachtungen des aktuellen Sonnensystems – wie den Umlaufbahnen der terrestrischen Planeten und der Asteroiden –, die zu seiner Modifikation führten.

Simulation der äußeren Planeten und des Planetesimalgürtels: a) frühe Konfiguration, bevor Jupiter und Saturn eine 2:1-Resonanz erreichen; b) Streuung von Planetesimalen in das innere Sonnensystem nach der Bahnverschiebung von Neptun (dunkelblau) und Uranus (hellblau); c) nach Auswurf von Planetesimalen durch Planeten.

Beschreibung

Der ursprüngliche Kern des Modells von Nizza ist ein Triplett von Artikeln, die 2005 in der allgemeinen Wissenschaftszeitschrift Nature von einer internationalen Kollaboration von Wissenschaftlern veröffentlicht wurden: Rodney Gomes, Hal Levison , Alessandro Morbidelli und Kleomenis Tsiganis. In diesen Veröffentlichungen schlugen die vier Autoren vor, dass die vier Riesenplaneten ( Jupiter , Saturn , Uranus und Neptun ) nach der Dissipation von Gas und Staub der ursprünglichen Scheibe des Sonnensystems ursprünglich auf nahezu kreisförmigen Umlaufbahnen zwischen ~5,5 und gefunden wurden ~17 Astronomische Einheiten (AE), viel enger und kompakter als in der Gegenwart. Eine große, dichte Scheibe von kleinen Felsen und Eis Planetesimals in Höhe von insgesamt etwa 35 Erdmassen von der Umlaufbahn des äußersten riesigen Planeten zu etwa 35 AU verlängert.

Wissenschaftler verstehen so wenig über die Entstehung von Uranus und Neptun, dass Levison sagt: „Die Möglichkeiten zur Bildung von Uranus und Neptun sind fast endlos“. Es wird jedoch vermutet, dass sich dieses Planetensystem auf folgende Weise entwickelt hat: Planetesimale am inneren Rand der Scheibe durchlaufen gelegentlich gravitative Begegnungen mit dem äußersten Riesenplaneten, die die Umlaufbahnen der Planetesimale verändern. Die Planeten streuen den Großteil der kleinen eisigen Körper, auf die sie treffen, nach innen und tauschen dabei Drehimpulse mit den gestreuten Objekten aus, so dass sich die Planeten als Reaktion nach außen bewegen und den Drehimpuls des Systems erhalten. Diese Planetesimale zerstreuen sich dann auf ähnliche Weise vom nächsten Planeten, auf den sie stoßen, und bewegen nacheinander die Umlaufbahnen von Uranus , Neptun und Saturn nach außen. Trotz der winzigen Bewegung, die jeder Impulsaustausch erzeugen kann, verschieben ( migrieren ) diese planetesimalen Begegnungen kumulativ die Umlaufbahnen der Planeten um erhebliche Beträge. Dieser Prozess setzt sich fort, bis die Planetesimale mit dem innersten und massivsten Riesenplaneten Jupiter interagieren , dessen immense Schwerkraft sie in hoch elliptische Bahnen schickt oder sogar direkt aus dem Sonnensystem schleudert. Dadurch bewegt sich Jupiter dagegen leicht nach innen.

Die niedrige Rate der Orbitalbegegnungen bestimmt die Rate, mit der Planetesimale von der Scheibe verloren gehen, und die entsprechende Migrationsrate. Nach mehreren hundert Millionen Jahren langsamer, allmählicher Wanderung durchqueren Jupiter und Saturn, die beiden innersten Riesenplaneten, ihre gemeinsame 1:2- Mean-Motion-Resonanz . Diese Resonanz erhöht ihre Orbitalexzentrizitäten und destabilisiert das gesamte Planetensystem. Die Anordnung der Riesenplaneten ändert sich schnell und dramatisch. Jupiter verschiebt Saturn in Richtung seiner gegenwärtigen Position, und diese Verlagerung verursacht gegenseitige Gravitationsbegegnungen zwischen Saturn und den beiden Eisriesen , die Neptun und Uranus auf viel exzentrischere Bahnen treiben. Diese Eisriesen pflügen dann in die Planetesimalscheibe und zerstreuen Zehntausende von Planetesimalen aus ihren ehemals stabilen Umlaufbahnen im äußeren Sonnensystem. Diese Störung zerstreut die Urscheibe fast vollständig und entfernt 99% ihrer Masse, ein Szenario, das die heutige Abwesenheit einer dichten transneptunischen Bevölkerung erklärt. Einige der Planetesimale werden in das innere Sonnensystem geschleudert, was zu einem plötzlichen Zustrom von Einschlägen auf die terrestrischen Planeten führt : das späte schwere Bombardement .

Schließlich erreichen die Riesenplaneten ihre aktuellen Orbital großen Halbachsen und dynamische Reibung mit der verbleibenden planetesimal Scheibe dämpft ihre Exzentrizitäten und macht die Bahnen von Uranus und Neptun Kreis wieder.

In rund 50 % der ersten Modelle von Tsiganis und Kollegen tauschen auch Neptun und Uranus die Plätze. Ein Austausch von Uranus und Neptun würde mit Modellen ihrer Entstehung in einer Scheibe vereinbar sein, deren Oberflächendichte mit der Entfernung von der Sonne abnimmt, was vorhersagt, dass die Massen der Planeten auch mit der Entfernung von der Sonne abnehmen sollten.

Beispiel Nizza Modellsimulation der Wanderung der Sonnenentfernung der vier Riesenplaneten.

Funktionen des Sonnensystems

Das Ausführen dynamischer Modelle des Sonnensystems mit unterschiedlichen Anfangsbedingungen für die simulierte Länge der Geschichte des Sonnensystems wird die verschiedenen Populationen von Objekten innerhalb des Sonnensystems erzeugen. Da die Anfangsbedingungen des Modells variieren dürfen, wird jede Population mehr oder weniger zahlreich sein und besondere Bahneigenschaften aufweisen. Proving ein Modell der Evolution des frühen Sonnensystems ist schwierig, da die Entwicklung nicht direkt beobachtet werden kann. Der Erfolg eines dynamischen Modells kann jedoch beurteilt werden, indem die Populationsvorhersagen aus den Simulationen mit astronomischen Beobachtungen dieser Populationen verglichen werden. Gegenwärtig passen Computermodelle des Sonnensystems, die mit den Anfangsbedingungen des Nizza-Szenarios begonnen werden, am besten zu vielen Aspekten des beobachteten Sonnensystems.

Das späte schwere Bombardement

Der Kraterrekord auf dem Mond und auf den terrestrischen Planeten ist einer der Hauptbeweise für das späte schwere Bombardement (LHB): eine Zunahme der Zahl der Impaktoren etwa 600 Millionen Jahre nach der Entstehung des Sonnensystems. Im Modell von Nizza werden eisige Planetesimale auf planetenüberquerende Umlaufbahnen gestreut, wenn die äußere Scheibe von Uranus und Neptun zerstört wird, was zu einem scharfen Einschlag von eisigen Objekten führt. Die Wanderung der äußeren Planeten bewirkt auch, dass mittlere Bewegung und säkulare Resonanzen durch das innere Sonnensystem streichen. Im Asteroidengürtel regen diese die Exzentrizitäten der Asteroiden an, die sie auf Umlaufbahnen treiben, die die der terrestrischen Planeten schneiden, was zu einer längeren Aufprallzeit von steinigen Objekten führt und etwa 90% ihrer Masse entfernt. Die Anzahl der Planetesimale , die den Mond erreichen würden, stimmt mit dem Kraterrekord des LHB überein. Die Orbitalverteilung der verbleibenden Asteroiden stimmt jedoch nicht mit den Beobachtungen überein. Im äußeren Sonnensystem reichen die Einschläge auf die Jupitermonde aus, um die Differenzierung von Ganymed auszulösen, nicht jedoch die von Callisto. Die Auswirkungen von eisigen Planetesimalen auf die inneren Monde des Saturn sind jedoch übermäßig, was zur Verdampfung ihres Eises führt.

Trojaner und der Asteroidengürtel

Nachdem Jupiter und Saturn die 2:1-Resonanz überquert haben, destabilisiert ihr kombinierter Gravitationseinfluss die koorbitale Region der Trojaner , was es bestehenden Trojanergruppen in den L 4 und L 5 Lagrange-Punkten von Jupiter und Neptun ermöglicht, zu entkommen und neue Objekte von der äußeren Planetesimalscheibe zu finden gefangen. Objekte in der koorbitalen Region von Trojan unterliegen einer Libration und driften zyklisch relativ zu den Punkten L 4 und L 5 . Wenn Jupiter und Saturn in der Nähe sind, aber nicht in Resonanz sind, zirkuliert die Position, an der Jupiter relativ zu ihrer Perihelie den Saturn passiert, langsam. Fällt die Periode dieser Zirkulation in Resonanz mit der Periode, in der die Trojaner libieren, kann sich der Librationsbereich erhöhen, bis sie entkommen. Wenn dieses Phänomen auftritt, ist die koorbitale Region des Trojaners "dynamisch offen" und Objekte können sowohl entkommen als auch in sie eindringen. Urtrojaner entkommen und ein Bruchteil der zahlreichen Objekte aus der zerstörten Planetesimalscheibe bewohnt sie vorübergehend. Später, wenn die Trennung der Umlaufbahnen von Jupiter und Saturn zunimmt, wird die Trojaner-Region "dynamisch geschlossen", und die Planetesimale in der Trojaner-Region werden gefangen, wobei viele heute noch übrig sind. Die gefangenen Trojaner haben aufgrund ihrer wiederholten Begegnungen mit den Riesenplaneten eine breite Palette von Neigungen, die bisher nicht verstanden wurden. Der Librationswinkel und die Exzentrizität der simulierten Population stimmen auch mit Beobachtungen der Umlaufbahnen der Jupiter-Trojaner überein . Dieser Mechanismus des Nice-Modells erzeugt in ähnlicher Weise die Neptun-Trojaner .

Eine große Anzahl von Planetesimalen wäre auch in Jupiters Resonanzen mittlerer Bewegung eingefangen worden, als Jupiter nach innen wanderte. Diejenigen, die in einer 3:2-Resonanz mit Jupiter verblieben, bilden die Hilda-Familie . Die Exzentrizität anderer Objekte nahm ab, während sie sich in einer Resonanz befanden, und entkamen auf stabile Umlaufbahnen im äußeren Asteroidengürtel in Abständen von mehr als 2,6 AE, als sich die Resonanzen nach innen bewegten. Diese gefangenen Objekte wären dann einer Kollisionserosion unterzogen worden, die die Population in immer kleinere Fragmente zermahlen hätte , die dann dem Yarkovsky-Effekt unterliegen können , der kleine Objekte in instabile Resonanzen driften lässt, und dem Poynting-Robertson-Widerstand, der kleinere Körner zu zur Sonne treiben. Diese Prozesse können >90% der in den Asteroidengürtel implantierten Ursprungsmasse entfernt haben. Die Größen-Häufigkeitsverteilung dieser simulierten Population nach dieser Erosion stimmt hervorragend mit den Beobachtungen überein. Diese Vereinbarung legt nahe, dass die Jupiter-Trojaner, Hildas und spektrale D-Typ-Asteroiden einige Objekte im äußeren Asteroidengürtel Überbleibsel von Planetesimalen dieses Fang- und Erosionsprozesses sind. Der Zwergplanet Ceres könnte ein Kuipergürtel-Objekt sein, das durch diesen Prozess eingefangen wurde. Einige kürzlich entdeckte Asteroiden vom Typ D haben große Halbachsen <2,5 AE, was näher ist als diejenigen, die im ursprünglichen Modell von Nizza eingefangen würden.

Außensystem-Satelliten

Alle ursprünglichen Populationen irregulärer Satelliten, die durch traditionelle Mechanismen wie Luftwiderstand oder Einschläge von den Akkretionsscheiben eingefangen wurden, würden während der Begegnungen zwischen den Planeten zum Zeitpunkt der globalen Systeminstabilität verloren gehen. Im Modell von Nizza treffen die äußeren Planeten auf eine große Anzahl von Planetesimalen, nachdem Uranus und Neptun die Planetesimalscheibe betreten und zerstört haben. Ein Bruchteil dieser Planetesimale wird von diesen Planeten durch Drei-Wege-Interaktionen bei Begegnungen zwischen Planeten eingefangen . Die Wahrscheinlichkeit, dass ein Planetesimal von einem Eisriesen gefangen wird, ist relativ hoch, einige 10 -7 . Diese neuen Satelliten könnten in fast jedem Winkel eingefangen werden, so dass sie im Gegensatz zu den regulären Satelliten von Saturn , Uranus und Neptun nicht unbedingt in der Äquatorebene der Planeten kreisen. Einige Irreguläre könnten sogar zwischen Planeten ausgetauscht worden sein. Die resultierenden unregelmäßigen Bahnen stimmen gut mit den großen Halbachsen, Neigungen und Exzentrizitäten der beobachteten Populationen überein. Nachfolgende Kollisionen zwischen diesen eingefangenen Satelliten könnten die vermuteten Kollisionsfamilien erzeugt haben, die heute zu sehen sind. Diese Kollisionen sind auch erforderlich, um die Population auf die gegenwärtige Größenverteilung zu erodieren.

Triton , der größte Mond von Neptun, kann erklärt werden, wenn er in einer Drei-Körper-Wechselwirkung mit der Zerstörung eines binären Planetoiden gefangen wurde. Eine solche binäre Störung wäre wahrscheinlicher, wenn Triton das kleinere Mitglied der binären wäre. Tritons Einfang wäre jedoch im frühen Sonnensystem wahrscheinlicher, wenn die Gasscheibe die relativen Geschwindigkeiten dämpfen würde und binäre Austauschreaktionen im Allgemeinen nicht die große Anzahl kleiner Unregelmäßigkeiten geliefert hätten.

Es gab nicht genug Wechselwirkungen zwischen Jupiter und den anderen Planeten, um Jupiters Gefolge von Unregelmäßigkeiten in den anfänglichen Modellsimulationen von Nizza zu erklären, die andere Aspekte des äußeren Sonnensystems reproduzierten. Dies deutet darauf hin, dass entweder ein zweiter Mechanismus für diesen Planeten am Werk war oder dass die frühen Simulationen die Entwicklung der Umlaufbahnen der Riesenplaneten nicht reproduzierten.

Entstehung des Kuipergürtels

Die Wanderung der äußeren Planeten ist auch notwendig, um die Existenz und die Eigenschaften der äußersten Regionen des Sonnensystems zu erklären . Ursprünglich war der Kuiper-Gürtel viel dichter und näher an der Sonne mit einem Außenrand von etwa 30 AE. Sein innerer Rand hätte sich knapp hinter den Bahnen von Uranus und Neptun befunden , die wiederum viel näher an der Sonne waren, als sie sich bildeten (höchstwahrscheinlich im Bereich von 15-20 AE) und an entgegengesetzten Orten, wobei Uranus weiter von der Sonne als Neptun.

Gravitationsbegegnungen zwischen den Planeten streuen Neptun nach außen in die Planetesimalscheibe mit einer großen Halbachse von ~28 AE und einer Exzentrizität von bis zu 0,4. Die hohe Exzentrizität von Neptun führt dazu, dass sich seine mittleren Bewegungsresonanzen überlappen und seine Umlaufbahnen in der Region zwischen Neptun und seinen 2:1 mittleren Bewegungsresonanzen chaotisch werden. Die Umlaufbahnen von Objekten zwischen Neptun und dem Rand der Planetesimalscheibe können sich zu diesem Zeitpunkt nach außen auf stabile Umlaufbahnen mit geringer Exzentrizität innerhalb dieser Region entwickeln. Wenn die Exzentrizität von Neptun durch dynamische Reibung gedämpft wird, werden sie auf diesen Bahnen gefangen. Diese Objekte bilden einen dynamisch-kalten Gürtel, da ihre Neigungen während der kurzen Zeit, in der sie mit Neptun interagieren, klein bleiben. Später, wenn Neptun auf einer Umlaufbahn mit niedriger Exzentrizität nach außen wandert, werden nach außen gestreute Objekte in seine Resonanzen eingefangen und können ihre Exzentrizitäten verringern und ihre Neigung aufgrund des Kozai-Mechanismus erhöhen , wodurch sie auf stabile Umlaufbahnen mit höherer Neigung entkommen können. Andere Objekte bleiben in Resonanz gefangen und bilden die Plutinos und andere resonante Populationen. Diese beiden Populationen sind dynamisch heiß, mit höheren Neigungen und Exzentrizitäten; aufgrund ihrer Streuung nach außen und der längeren Interaktionsdauer dieser Objekte mit Neptun.

Diese Entwicklung von Neptuns Umlaufbahn erzeugt sowohl resonante als auch nicht-resonante Populationen, einen äußeren Rand bei Neptuns 2:1-Resonanz und eine kleine Masse im Vergleich zur ursprünglichen Planetesimalscheibe. Der Überschuss an Plutinos mit geringer Neigung in anderen Modellen wird vermieden, da Neptun nach außen gestreut wird und seine 3:2-Resonanz über den ursprünglichen Rand der Planetesimalscheibe hinausgeht. Erklärungen für die bimodale Neigungsverteilung und deren Zusammenhang mit Kompositionen bieten die unterschiedlichen Ausgangsorte mit den hauptsächlich von der äußeren Scheibe stammenden kalten klassischen Objekten und Einfangvorgänge. Diese Entwicklung von Neptuns Umlaufbahn berücksichtigt jedoch einige der Merkmale der Umlaufbahnverteilung nicht. Es sagt eine größere durchschnittliche Exzentrizität in klassischen Objektorbits des Kuipergürtels voraus als beobachtet (0,10–0,13 gegenüber 0,07) und produziert nicht genügend Objekte mit höherer Neigung. Es kann auch nicht das scheinbar völlige Fehlen grauer Objekte in der kalten Population erklären, obwohl vermutet wurde, dass Farbunterschiede teilweise aus Oberflächenentwicklungsprozessen und nicht ausschließlich aus Unterschieden in der ursprünglichen Zusammensetzung resultieren.

Der Mangel an Objekten mit der niedrigsten Exzentrizität, der im Modell von Nizza vorhergesagt wurde, könnte darauf hindeuten, dass sich die kalte Population in situ gebildet hat. Zusätzlich zu ihren unterschiedlichen Bahnen haben die heißen und kalten Populationen unterschiedliche Farben. Die kalte Bevölkerung ist deutlich röter als die heiße, was darauf hindeutet, dass sie eine andere Zusammensetzung hat und in einer anderen Region gebildet wurde. Die kalte Population umfasst auch eine große Anzahl von binären Objekten mit locker gebundenen Umlaufbahnen, die eine enge Begegnung mit Neptun wahrscheinlich nicht überleben würden. Wenn sich die kalte Population an ihrem jetzigen Standort bilden würde, würde ihre Erhaltung erfordern, dass die Exzentrizität von Neptun klein bleibt oder dass sein Perihel aufgrund einer starken Wechselwirkung zwischen ihm und Uranus schnell präzediert.

Streuscheibe und Oortsche Wolke

Objekte, die von Neptun nach außen auf Umlaufbahnen mit großen Halbachsen größer als 50 AE gestreut werden , können in Resonanzen eingefangen werden, die die Resonanzpopulation der gestreuten Scheibe bilden , oder wenn ihre Exzentrizitäten während der Resonanz reduziert werden, können sie aus der Resonanz auf stabile Umlaufbahnen in der verstreute Scheibe, während Neptun wandert. Wenn die Exzentrizität von Neptun groß ist, kann sein Aphel weit über seine aktuelle Umlaufbahn hinausreichen. Objekte, die zu diesem Zeitpunkt eine Perihelie nahe oder größer als die von Neptun erreichen, können sich von Neptun lösen, wenn seine Exzentrizität gedämpft wird, wodurch sein Aphel reduziert wird und sie auf stabilen Umlaufbahnen in der Streuscheibe zurückbleiben.

Objekte, die von Uranus und Neptun auf größere Umlaufbahnen (ca. 5.000 AE) nach außen gestreut werden, können ihr Perihel durch die galaktische Flut anheben, wodurch sie vom Einfluss der Planeten getrennt werden, die die innere Oort-Wolke mit mäßiger Neigung bilden. Andere, die noch größere Bahnen erreichen, können von nahen Sternen gestört werden, die die äußere Oort-Wolke mit isotropen Neigungen bilden. Von Jupiter und Saturn verstreute Objekte werden typischerweise aus dem Sonnensystem ausgestoßen. In diesen Reservoirs können mehrere Prozent der ursprünglichen Planetesimalscheibe abgelagert werden.

Änderungen

Das Modell Nizza hat seit seiner ersten Veröffentlichung eine Reihe von Modifikationen erfahren. Einige Änderungen spiegeln ein besseres Verständnis der Entstehung des Sonnensystems wider, während andere vorgenommen wurden, nachdem signifikante Unterschiede zwischen seinen Vorhersagen und Beobachtungen festgestellt wurden. Hydrodynamische Modelle des frühen Sonnensystems deuten darauf hin, dass die Bahnen der Riesenplaneten konvergieren würden, was zu ihrer Erfassung in einer Reihe von Resonanzen führen würde. Die langsame Annäherung von Jupiter und Saturn an die 2:1-Resonanz vor der Instabilität und ihre sanfte Trennung ihrer Bahnen danach zeigte auch, dass sie die Bahnen von Objekten im inneren Sonnensystem aufgrund von säkularen Resonanzen verändert. Die erste könnte dazu führen, dass die Umlaufbahn des Mars die der anderen terrestrischen Planeten überquert und das innere Sonnensystem destabilisiert. Wenn ersteres vermieden würde, würde letzteres die Umlaufbahnen der terrestrischen Planeten immer noch mit größeren Exzentrizitäten verlassen. Die Orbitalverteilung des Asteroidengürtels würde ebenfalls verändert und würde einen Überschuss an Objekten mit hoher Neigung hinterlassen. Andere Unterschiede zwischen Vorhersagen und Beobachtungen waren die Aufnahme einiger unregelmäßiger Satelliten durch Jupiter, die Verdampfung des Eises von Saturns inneren Monden, ein Mangel an Objekten mit hoher Neigung, die im Kuipergürtel eingefangen wurden, und die kürzliche Entdeckung von D-Typ-Asteroiden im inneren Asteroidengürtel.

Die ersten Modifikationen am Modell von Nizza waren die Anfangspositionen der Riesenplaneten. Untersuchungen des Verhaltens von Planeten, die eine Gasscheibe umkreisen, mit hydrodynamischen Modellen zeigen, dass die Riesenplaneten in Richtung Sonne wandern würden. Wenn die Wanderung fortgesetzt würde, hätte dies dazu geführt, dass Jupiter nahe an der Sonne kreiste, wie kürzlich entdeckte Exoplaneten, die als heiße Jupiter bekannt sind . Saturns Einfangen in einer Resonanz mit Jupiter verhindert dies jedoch, und das spätere Einfangen der anderen Planeten führt zu einer vierfach resonanten Konfiguration mit Jupiter und Saturn in ihrer 3:2- Resonanz . Ein Mechanismus für eine verzögerte Unterbrechung dieser Resonanz wurde ebenfalls vorgeschlagen. Gravitationsbegegnungen mit Pluto-massierten Objekten in der äußeren Scheibe würden ihre Umlaufbahnen verändern, was zu einer Zunahme der Exzentrizitäten und durch eine Kopplung ihrer Umlaufbahnen zu einer Einwanderung der Riesenplaneten führen würde. Während dieser Einwanderung wurden säkulare Resonanzen durchquert, die die Exzentrizitäten der Umlaufbahnen der Planeten veränderten und die Vierfachresonanz störten. Es folgt eine späte Instabilität ähnlich dem ursprünglichen Nice-Modell. Im Gegensatz zum ursprünglichen Modell von Nizza ist das Timing dieser Instabilität nicht empfindlich von den anfänglichen Umlaufbahnen des Planeten oder dem Abstand zwischen dem äußeren Planeten und der Planetesimalscheibe. Die Kombination aus resonanten Planetenbahnen und der späten Instabilität, die durch diese weit entfernten Wechselwirkungen ausgelöst wird, wurde als Nice-2-Modell bezeichnet .

Die zweite Modifikation war die Anforderung, dass einer der Eisriesen auf Jupiter trifft, wodurch seine Haupthalbachse springt. In diesem springenden Jupiter-Szenario trifft ein Eisriese auf Saturn und wird nach innen auf eine jupiterüberquerende Umlaufbahn gestreut, wodurch sich die Umlaufbahn von Saturn ausdehnt; trifft dann auf Jupiter und wird nach außen gestreut, wodurch Jupiters Umlaufbahn schrumpft. Dies führt zu einer schrittweisen Trennung der Bahnen von Jupiter und Saturn anstelle einer glatten divergenten Migration. Die schrittweise Trennung der Bahnen von Jupiter und Saturn vermeidet das langsame Schwingen säkularer Resonanzen über das innere Sonnensystem, das die Exzentrizität der terrestrischen Planeten erhöht und den Asteroidengürtel mit einem übermäßigen Verhältnis von Objekten mit hoher zu niedriger Neigung hinterlässt. Die Begegnungen zwischen dem Eisriesen und Jupiter in diesem Modell ermöglichen es Jupiter, seine eigenen unregelmäßigen Satelliten zu erwerben. Jupiter-Trojaner werden auch nach diesen Begegnungen gefangen, wenn Jupiters große Halbachse springt und wenn der Eisriese einen der Librationspunkte durchquert und Trojaner verstreut, ist eine Population relativ zur anderen erschöpft. Die schnellere Durchquerung der säkularen Resonanzen über den Asteroidengürtel begrenzt den Verlust von Asteroiden aus seinem Kern. Die meisten der felsigen Impaktoren des späten schweren Bombardements stammen stattdessen aus einer inneren Erweiterung, die zerstört wird, wenn die Riesenplaneten ihre aktuelle Position erreichen, wobei ein Überbleibsel als die Hungaria-Asteroiden zurückbleibt. Einige D-Typ-Asteroiden sind in den inneren Asteroidengürtel eingebettet, innerhalb von 2,5 AE, während Begegnungen mit dem Eisriesen, wenn er den Asteroidengürtel überquert.

Fünf-Planeten-Modell von Nizza

Der häufige Auswurf in Simulationen des Zusammentreffens des Eisriesen mit Jupiter hat David Nesvorný und andere dazu veranlasst, ein frühes Sonnensystem mit fünf riesigen Planeten zu vermuten, von denen einer während der Instabilität ausgeworfen wurde. Dieses Nizza-Modell mit fünf Planeten beginnt mit den Riesenplaneten in einer 3:2, 3:2, 2:1, 3:2 Resonanzkette mit einer Planetesimalscheibe, die darüber hinaus kreist. Nach dem Aufbrechen der Resonanzkette wandert Neptun zuerst nach außen in die Planetesimalscheibe und erreicht 28 AE, bevor die Begegnungen zwischen den Planeten beginnen. Diese anfängliche Wanderung reduziert die Masse der äußeren Scheibe, wodurch die Exzentrizität des Jupiter erhalten bleibt und erzeugt einen Kuipergürtel mit einer Neigungsverteilung, die den Beobachtungen entspricht, wenn 20 Erdmassen in der Planetesimalscheibe verblieben, als diese Wanderung begann. Die Exzentrizität von Neptun kann während der Instabilität gering bleiben, da er nur auf den ausgestoßenen Eisriesen trifft, wodurch ein in situ kalt-klassischer Gürtel erhalten werden kann. Der Planetesimalgürtel geringerer Masse in Kombination mit der Anregung von Neigungen und Exzentrizitäten durch die Pluto-masseierten Objekte reduziert auch den Eisverlust durch die inneren Saturnmonde erheblich. Die Kombination aus einer späten Unterbrechung der Resonanzkette und einer Migration von Neptun auf 28 AE vor der Instabilität ist beim Nice 2-Modell unwahrscheinlich. Diese Lücke kann durch eine langsame, staubgetriebene Wanderung über mehrere Millionen Jahre nach einem frühen Entweichen aus der Resonanz überbrückt werden. Eine kürzlich durchgeführte Studie ergab, dass das Fünf-Planeten-Modell von Nizza eine statistisch geringe Wahrscheinlichkeit hat, die Umlaufbahnen der terrestrischen Planeten zu reproduzieren. Obwohl dies impliziert, dass die Instabilität vor der Bildung der terrestrischen Planeten aufgetreten ist und nicht die Quelle des späten schweren Bombardements sein könnte, wird der Vorteil einer frühen Instabilität durch die beträchtlichen Sprünge in der großen Halbachse von Jupiter und Saturn reduziert, die erforderlich sind, um den Asteroidengürtel bewahren.

Siehe auch

Verweise

Externe Links