Model Nice

Model z Nice  je scénářem pro dynamický vývoj sluneční soustavy . Jeho vývoj byl zahájen na observatoři Côte d'Azur v Nice ve Francii (odtud jeho název) [1] [2] . Tento scénář předpokládá, že se obří planety přesunou ze své původní kompaktní konfigurace do svých současných pozic poté, co se původní protoplanetární plynný disk rozptýlí . V tom se liší od předchozích modelů vzniku sluneční soustavy. Mechanismus migrace obřích planet se používá v dynamických simulacích sluneční soustavy k vysvětlení některých událostí v její historii, včetně pozdního těžkého bombardování vnitřní sluneční soustavy, vzniku Oortova oblaku a existence malých těles sluneční soustavy, jako je např. jako Kuiperův pás , Trojané Neptuna a Jupitera a četné transneptunské objekty v orbitální rezonanci s Neptunem. Úspěšné vysvětlení mnoha pozorovaných rysů sluneční soustavy vedlo k tomu, že tento model je v současné době uznáván jako nejvhodnější popis raného vývoje sluneční soustavy [2] , i když mezi planetárními vědci není obecně přijímán . Mezi jeho nedostatky patří neúplné vysvětlení vzniku satelitů ve vnější sluneční soustavě a některých rysů Kuiperova pásu.

Model je vyvinut v hypotéze pátého plynového obra .

Popis

Původním jádrem Niceského modelu jsou tři články publikované v časopise Nature v roce 2005 mezinárodním týmem vědců, jehož součástí byli R. Gomez, Harold Levison, Alessandro Morbidelli a Cleomenis Tsiganis [3] [4] [5] . Podle těchto publikací, po rozptýlení prapůvodního plynového a prachového disku Sluneční soustavy, čtyři obří planety ( Jupiter , Saturn , Uran a Neptun ) zpočátku obíhaly po téměř kruhových drahách ve vzdálenosti ≈ 5,5-17 astronomických jednotek (AU ) od Slunce, mnohem blíže k sobě a ke Slunci než v současnosti. Za oběžnou dráhou extrémní obří planety byl velký, hustý disk malých kamenů a ledových planetesimál s celkovou hmotností asi 35 planet Země, jejichž vzdálený okraj byl ve vzdálenosti asi 35 AU. e. ze Slunce.

Věda ví o vzniku Uranu a Neptunu tak málo, že podle Levisona „... počet možných možností pro vznik Uranu a Neptunu je téměř nekonečný“ [6] . Tyto planety pravděpodobně vznikly následujícím způsobem. Planetesimály na vnitřním okraji disku mají někdy gravitační interakce s nejvzdálenější obří planetou, která mění jejich oběžné dráhy. Planety rozptylují většinu malých ledových těles do sluneční soustavy a vyměňují si moment hybnosti s jimi rozptýlenými objekty. V důsledku toho se planety pohybují směrem ven, takže moment hybnosti systému jako celku zůstává nezměněn. Tyto objekty pak podobně interagují s další planetou, což způsobí, že se oběžné dráhy Uranu, Neptunu a Saturnu postupně pohybují směrem ven [6] . Navzdory zanedbatelnému účinku každé výměny momentu hybnosti tyto interakce s planetesimálami společně významným způsobem mění oběžné dráhy planet. Tento proces pokračuje, dokud se planetesimály nedostanou do blízkosti Jupiteru, nejvnitřnější a nejhmotnější obří planety. Obrovská síla jeho přitažlivosti je nasměruje na protáhlé eliptické dráhy, nebo je dokonce úplně vyžene ze sluneční soustavy. V důsledku toho se Jupiter přibližuje ke Slunci.

Nízká frekvence interakcí určuje rychlost ztráty planetesimál diskem a odpovídající rychlost migrace. Po několika stech milionech let pomalého, postupného pohybu Jupiter a Saturn, dvě vnitřní obří planety, vstoupí do orbitální rezonance 1:2 . Tato rezonance zvyšuje excentricitu jejich drah a destabilizuje celý planetární systém. Umístění obřích planet se začíná rychle a dramaticky měnit [7] . Saturn se vlivem Jupitera přesouvá do současné polohy a tato migrace je spojena s opakující se gravitační interakcí mezi Saturnem a dvěma ledovými obry, v důsledku čehož se Neptun a Uran ocitají na drahách s mnohem větší excentricitou. Ledoví obři napadají vnější disk protoplanetární hmoty a vytlačují desítky tisíc planetesimál z dříve stabilních drah ve vnější sluneční soustavě. Tyto poruchy téměř úplně rozptýlí původní disk: je z něj odstraněno 99 % jeho hmoty. Tento scénář vysvětluje nepřítomnost husté transneptunské populace v současnosti [4] . Některé planetesimály jsou vyvrženy do vnitřní sluneční soustavy, což má za následek nárůst jejich srážek s pozemskými planetami: pozdní těžké bombardování [3] .

Konečně, hlavní poloosy drah obřích planet dosahují svých současných hodnot a dynamické tření se zbytky planetesimálního disku snižuje jejich excentricitu a opět činí dráhy Uranu a Neptunu kruhovými [8] .

V asi 50 % původních modelů navržených Tsiganisem a kol. si Neptun a Uran vymění místa asi 1 miliardu let od vzniku sluneční soustavy [4] . Moderní oběžné dráhy těchto planet však odpovídají předpokladu rovnoměrného rozložení hmot v protoplanetárním disku a hmotnostem planet pouze v případě, že k výměně skutečně došlo [1] .

Predikce vlastností sluneční soustavy

Dynamické modelování sluneční soustavy s různými počátečními podmínkami v časových intervalech odpovídajících jejímu skutečnému stáří umožňuje rozlišit několik skupin objektů. Variace počátečních podmínek ovlivňuje velikost každé skupiny a její orbitální parametry. Prokázání správnosti modelu vývoje rané sluneční soustavy je zatíženo obtížemi, protože takový vývoj nelze přímo pozorovat [7] . Úspěšnost simulace však lze posoudit porovnáním předpovědí s výsledky pozorování reálných objektů [7] . V současné době počítačové modely sluneční soustavy, ve kterých počáteční podmínky odpovídají modelu z Nice, nejlépe odpovídají mnoha rysům pozorované sluneční soustavy [9] .

Pozdní těžké bombardování

Studium kráterů na Měsíci a terestrických planet naznačuje, že 600 milionů let po vzniku sluneční soustavy se zvýšil počet srážek těchto planet s menšími objekty. Tato anomálie se nazývá „ Pozdní těžké bombardování “ .  Počet planetesimál, které by měly spadnout do blízkozemského prostoru podle modelu Nice, odpovídá skutečnému počtu kráterů tohoto období na Měsíci.

Trojské koně a asteroidy hlavního pásu

Během období orbitální nestability spojené s ustavením orbitální rezonance 2:1 mezi Jupiterem a Saturnem mělo celkové gravitační pole migrujících obřích planet rychle destabilizovat stávající skupiny trojských asteroidů v Lagrangeových bodech L 4 a L 5 Jupiter a Neptun [10] . Během tohoto období je trojská koorbitální oblast „dynamicky otevřená“ [2] . Podle modelu Nice touto oblastí procházely ve velkém počtu planetesimály opouštějící rozrušený disk a dočasně v ní přetrvávaly. Po skončení období orbitální nestability se trojská oblast „dynamicky uzavřela“ a planetesimály, které se v ní nacházely, získaly trvalou oběžnou dráhu. Moderní „trojské koně“ jsou planetesimály původního disku zachycené obřími planetami [5] . Parametry libračního úhlu, excentricity a sklonu drah Jupiterových Trojanů získané modelováním odpovídají reálným [5] . Dřívější modely neumožňovaly vysvětlit tyto parametry [2] .

Podobně se podle tohoto modelu objevily trojské asteroidy Neptun [2] .

Mnoho planetesimál se také mělo nacházet na stabilních drahách na vnějším okraji hlavního pásu asteroidů, ve vzdálenostech větších než 2,6 AU od Slunce, v oblasti asteroidů rodiny Hilda [11] . Po přesunu na stabilní dráhy byly tyto objekty erodovány vzájemnými srážkami, což vedlo k jejich oddělení na menší fragmenty, které byly vystaveny slunečnímu větru a YORP efektu . V důsledku toho podle Bottkeho et al. zůstalo v této oblasti méně než 10 % původního počtu objektů [11] . Frekvenční rozložení velikostí těchto objektů v simulaci je plně v souladu s pozorováním [11] . To naznačuje, že Jupiterské trojské koně, asteroidy rodiny Hilda a některé další asteroidy vnějšího okraje hlavního pásu, patřící ke spektrálnímu typu D, jsou zbytky původního disku planetesimál [11] . Možná by sem měla být zařazena i trpasličí planeta Ceres [12] .

Satelity vnějších planet

Jakékoli dříve existující nepravidelné satelity zachycené pomocí známých mechanismů, jako je tření nebo dopady akrečních disků [13] , se „odtrhnou“ od svých planet během období nestability globálního systému [4] . Podle modelu Nice během tohoto období interagovalo s planetami velké množství planetesimál, z nichž některé musely být zachyceny v důsledku interakcí tří těles. Pravděpodobnost zachycení planetesimály ledovým obrem je poměrně vysoká: asi 10 −7 [14] . Tyto nové satelity bylo možné zachytit v libovolném úhlu, takže na rozdíl od běžných satelitů Saturnu, Uranu a Neptunu vždy neobíhaly kolem rovníkové roviny planety. Původ Tritonu, největšího měsíce Neptuna, lze také vysvětlit zachycením tří těles spojeným s rozpadem binární planetoidy, jehož byl Triton méně hmotným účastníkem (Cuk & Gladman 2005). Takovýto rozpad binárního systému však nemohl vést ke vzniku velkého množství malých nepravidelných satelitů [15] . Mezi planetami bylo také možné vyměňovat nepravidelné satelity.

Předpovězené charakteristiky drah nepravidelných satelitů jsou v dobré shodě s hlavními poloosami, sklony a excentricitami drah pozorovaných objektů, nikoli však s rozložením jejich velikostí [14] . Dnes pozorované rodiny satelitů mohou být výsledkem kolizí mezi zachycenými satelity.

Modelování nepředpovídá dostatek interakcí planetesimál s Jupiterem pro vysvětlení pozorovaných rysů systému jeho nepravidelných satelitů, což naznačuje, že v případě této planety existoval jiný mechanismus zachycení, nebo že je nutná revize parametrů modelu [14 ] .

Vznik Kuiperova pásu

Migrace vnějších planet je také nezbytná pro vysvětlení existence a vlastností vnějších oblastí sluneční soustavy [8] . Zpočátku byl Kuiperův pás hustší a blíže Slunci: jeho vnější okraj byl ve vzdálenosti asi 30 AU a vnitřní byl mezi drahami Uranu a Neptunu, které byly tehdy také blíže Slunci (asi 15- 20 AU) a Uran byl dále od Slunce než Neptun [3] [8] .

Bylo zjištěno, že některé rozptýlené diskové objekty, včetně Pluta, jsou gravitačně vázány na oběžnou dráhu Neptunu [16] . Model Nice je schopen vysvětlit současnou existenci rezonančních drah v Kuiperově pásu. Když Neptun migroval do vnější sluneční soustavy, přiblížil se k objektům proto-Kuiperova pásu, některé zachytil v rezonancích a jiné poslal na chaotické dráhy. Předpokládá se, že objekty rozptýleného disku skončily na současných drahách v důsledku interakce s migrujícími rezonancemi Neptunu [17] .

Niceský model však zatím nedokáže vysvětlit mnoho charakteristik rozložení těchto objektů. Může vysvětlit vznik „horké populace“ objektů Kuiperova pásu s vysoce nakloněnými drahami, ale nikoli „studené populace“ s drahami s nízkým sklonem.

Tyto typy populace se liší nejen oběžnými drahami, ale také složením: studená populace je znatelně červenější než horká, což svědčí o jejím vzniku v jiné oblasti. Poblíž Jupiteru se vytvořila horká populace, která byla vyvržena do vnějších oblastí v důsledku interakcí s plynnými obry. Studená populace se naopak s největší pravděpodobností vytvořila v přibližně stejných oblastech, kde je nyní, i když je možné, že v důsledku migrace Neptuna byla „vymetena“ [18] . Vysvětlení vzniku takových objektů zůstává nevyřešeným problémem [19] .

Rozptýlený disk a Oortův oblak

Objekty rozptýlené Jupiterem na vysoké eliptické dráhy vytvořily Oortův oblak [8] ; byli méně ovlivněni migrací Neptunu [8] .

Poznámky

  1. ↑ 1 2 Řešení problémů sluneční soustavy je jednoduché: Stačí překlopit polohu Uranu a Neptunu . Tisková zpráva . Arizona State University (11. prosince 2007). Získáno 22. března 2009. Archivováno z originálu 10. září 2012.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 Crida, A. Formace sluneční soustavy // Recenze v moderní astronomii. - 2009. - T. 21 . - S. 3008 . - . - arXiv : 0903.3008 .
  3. ↑ 1 2 3 4 R. Gomes, H. F. Levison, K. Tsiganis, A. Morbidelli. Původ kataklyzmatického období pozdního těžkého bombardování terestrických planet  (anglicky)  // Nature : journal. - 2005. - Sv. 435 , č.p. 7041 . - str. 466-469 . - doi : 10.1038/nature03676 . — . — PMID 15917802 .
  4. ↑ 1 2 3 4 Tsiganis, K.; R. Gomes, A. Morbidelli & H. F. Levison. Původ orbitální architektury obřích planet Sluneční soustavy  (anglicky)  // Nature : journal. - 2005. - Sv. 435 , č.p. 7041 . - S. 459-461 . - doi : 10.1038/nature03539 . - . — PMID 15917800 .
  5. ↑ 1 2 3 Morbidelli, A.; Levison, H. F.; Tsiganis, K.; Gomes, R. Chaotické zachycení Jupiterových trojských asteroidů v rané Sluneční soustavě  //  Nature : journal. - 2005. - Sv. 435 , č.p. 7041 . - str. 462-465 . - doi : 10.1038/nature03540 . - . — PMID 15917801 . Archivováno z originálu 31. července 2009.
  6. ↑ 1 2 G. Jeffrey Taylor. Uran, Neptun a měsíční hory . Objevy planetární vědy . Hawaii Institute of Geophysics & Planetology (21. srpna 2001). Získáno 1. února 2008. Archivováno z originálu 10. září 2012.
  7. ↑ 1 2 3 Hansen, Kathryn Orbitální míchání pro ranou sluneční soustavu . Geotimes (7. června 2005). Získáno 26. srpna 2007. Archivováno z originálu dne 17. srpna 2011.
  8. ↑ 1 2 3 4 5 Harold F. Levison; Alessandro Morbidelli; Crista Van Laerhoven; Gomes, R; Tsiganis, K. Původ struktury Kuiperova pásu během dynamické nestability na drahách Uranu a Neptunu  (anglicky)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2007. — Sv. 196 , č. 1 . — S. 258 . - doi : 10.1016/j.icarus.2007.11.035 . - . - arXiv : 0712.0553 .
  9. ↑ TV Johnson, JC Castillo-Rogez, DL Matson, A. Morbidelli, JI Lunine. Omezení rané chronologie vnější sluneční soustavy . Konference Early Solar System Impact Bombardment (2008). Získáno 18. října 2008. Archivováno z originálu 10. září 2012.
  10. ↑ Levison, Harold F.; švec, Eugene M.; Shoemaker, Carolyn S. Dynamický vývoj Jupiterových trojských asteroidů   // Nature . - 1997. - Sv. 385 , č.p. 6611 . - str. 42-44 . - doi : 10.1038/385042a0 . - .
  11. ↑ 1 2 3 4 Bottke, WF; Levison; Morbidelli; Tsiganis; Levison, H. F.; Morbidelli, A.; Tsiganis, K. Kolizní evoluce objektů zachycených ve vnějším pásu asteroidů během pozdního těžkého bombardování  //  39. konference o lunárních a planetárních vědách: časopis. - 39. konference o lunárních a planetárních vědách, 2008. - Sv. 39 , č. Příspěvek LPI č. 1391 . - str. 1447 . - .
  12. ↑ William B. McKinnon. O možnosti vstřikování velkých KBO do vnějšího pásu asteroidů   // Bulletin Americké astronomické společnosti : deník. - 2008. - Sv. 40 . - str. 464 . - .
  13. ↑ Turrini & Marzari, 2008, nepravidelné satelity Phoebe a Saturnu: důsledky pro scénář kolizní zachycení Archivováno 3. března 2016 na Wayback Machine
  14. ↑ 1 2 3 Nesvorný, D.; Vokrouhlický, D.; Morbidelli, A. Zachycení nepravidelných satelitů během planetárních setkání  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2007. - Sv. 133 , č. 5 . - S. 1962-1976 . - doi : 10.1086/512850 . - .
  15. ↑ Vokrouhlický, David; Nesvorný, David; Levison, Harold F. Nepravidelné satelitní zachycení pomocí výměnných reakcí  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2008. - Sv. 136 , č. 4 . - S. 1463-1476 . - doi : 10.1088/0004-6256/136/4/1463 . - .
  16. ↑ R. Malhotra. The Origin of Pluto's Orbit: Implications for the Solar System Beyond Neptun  // Astronomical Journal  :  journal. - 1995. - Sv. 110 . - str. 420 . - doi : 10.1086/117532 . — . - arXiv : astro-ph/9504036 .
  17. ↑ Hahn, Joseph M.; Renu Malhotra. Neptunova migrace do rozvířeného Kuiperova pásu: Podrobné srovnání simulací s pozorováními  // Astronomical Journal  :  journal. - 2005. - Sv. 130 , č. 5 . - S. 2392-2414 . - doi : 10.1086/452638 . - . - arXiv : astro-ph/0507319 .
  18. ↑ Alessandro Morbidelli (2006), Vznik a dynamický vývoj komet a jejich zásobníků, arΧiv : astro-ph/0512256 [astro-ph]. 
  19. ↑ Renu Malhotra. Nelineární rezonance ve sluneční soustavě  // Physica D: Nelineární  jevy  : deník. - 1994. - Sv. 77 . - str. 289-304 . - doi : 10.1016/0167-2789(94)90141-4 . - . - arXiv : chao-dyn/9406004 .

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie