Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Nice ( / п я s / ) модель представляет собой сценарий для динамической эволюции в Солнечной системе . Он назван в честь расположения Обсерватории Лазурного берега, где он был первоначально построен в 2005 году, в Ницце , Франция. [1] [2] [3] Она предполагает миграцию из гигантских планет от начальной компактной конфигурации в свои места, долго после диссипации исходного протопланетного диска . Этим он отличается от более ранних моделей.формирования Солнечной системы. Эта планетарная миграция используется в динамических моделировании Солнечной системы , чтобы объяснить исторические события , в том числе Late Heavy бомбардировкой из внутренней части Солнечной системы , формирование облака Оорта , и существования популяций малых тел Солнечной системы , таких как пояса Койпера , что Нептун и Юпитер трояны , а также многочисленные резонансные транснептуновые объекты преобладают Нептун.

Его успех в воспроизведении многих наблюдаемых характеристик Солнечной системы принес ему широкое признание как текущую наиболее реалистичную модель ранней эволюции Солнечной системы [3], хотя она не пользуется всеобщим одобрением среди планетологов . Более поздние исследования выявили ряд различий между исходными предсказаниями модели Ниццы и наблюдениями за текущей Солнечной системой, такими как орбиты планет земной группы и астероидов, что привело к ее модификации.

Моделирование, показывающее внешние планеты и планетезимальный пояс: а) ранняя конфигурация, до того, как Юпитер и Сатурн достигнут резонанса 2: 1; б) рассеяние планетезималей во внутреннюю часть Солнечной системы после орбитального сдвига Нептуна (темно-синий) и Урана (светло-синий); в) после выброса планетезималей планетами. [4]

Описание [ править ]

Исходное ядро ​​модели Ниццы - тройка статей, опубликованных в общем научном журнале Nature в 2005 году международным коллаборацией ученых: Родни Гомеса , Хэла Левисона , Алессандро Морбиделли и Клеомениса Циганиса . [4] [5] [6] В этих публикациях четыре автора предположили, что после рассеяния газа и пыли первичного диска Солнечной системы были первоначально обнаружены четыре планеты-гиганты ( Юпитер , Сатурн , Уран и Нептун ). на околокруговых орбитах между ~ 5.5 и ~ 17астрономические единицы (AU), гораздо более близко расположенные и компактные, чем в настоящее время. Большой плотный диск из небольших планетезималей из скал и льда общей массой около 35 масс Земли простирался от орбиты самой удаленной планеты-гиганта до примерно 35 а.е.

Ученые настолько мало понимают формирование Урана и Нептуна, что Левисон заявляет: «Возможности относительно образования Урана и Нептуна почти безграничны». [7] Однако предполагается, что эта планетная система развивалась следующим образом: Планетезимали на внутреннем крае диска иногда проходят через гравитационные столкновения с самой внешней планетой-гигантом, которые меняют орбиты планетезималей. Планеты разбрасывают большинство небольших ледяных тел, с которыми они сталкиваются, внутрь, обмениваясь угловым моментом.с рассеянными объектами, так что планеты в ответ движутся наружу, сохраняя угловой момент системы. Затем эти планетезимали аналогичным образом рассеиваются от следующей планеты, с которой они сталкиваются, последовательно перемещая орбиты Урана , Нептуна и Сатурна наружу. [7] Несмотря на незначительное движение, которое может производить каждый обмен импульсом, в совокупности эти планетезимальные встречи сдвигают ( мигрируют ) орбиты планет на значительную величину. Этот процесс продолжается до тех пор, пока планетезимали не взаимодействуют с самой внутренней и самой массивной планетой-гигантом, Юпитером., чья огромная гравитация отправляет их на высокоэллиптические орбиты или даже выталкивает их прямо из Солнечной системы. Это, напротив, заставляет Юпитер немного двигаться внутрь.

Низкая скорость орбитальных встреч определяет скорость, с которой планетезимали исчезают с диска, и соответствующую скорость миграции. После нескольких сотен миллионов лет медленной, постепенной миграции Юпитер и Сатурн, две самые внутренние планеты-гиганты, пересекают свой общий резонанс среднего движения 1: 2 . Этот резонанс увеличивает эксцентриситет их орбит , дестабилизируя всю планетную систему. Расположение планет-гигантов меняется быстро и резко. [8] Юпитер сдвигает Сатурн к его нынешнему положению, и это перемещение вызывает взаимные гравитационные столкновения между Сатурном и двумя ледяными гигантами., которые продвигают Нептун и Уран на гораздо более эксцентричные орбиты. Эти ледяные гиганты затем врезаются в диск планетезималей, разбрасывая десятки тысяч планетезималей со своих ранее стабильных орбит во внешней Солнечной системе. Это разрушение почти полностью рассеивает изначальный диск, удаляя 99% его массы, сценарий, который объясняет современное отсутствие плотной транснептуновой популяции. [5] Некоторые планетезимали выбрасываются во внутреннюю часть Солнечной системы, вызывая внезапный приток ударов по планетам земной группы : поздняя тяжелая бомбардировка . [4]

В конце концов, планеты-гиганты достигают своих нынешних больших полуосей орбиты , и динамическое трение с оставшимся планетезимальным диском снижает их эксцентриситет и снова делает орбиты Урана и Нептуна круговыми. [9]

Примерно в 50% начальных моделей Циганиса и его коллег Нептун и Уран также меняются местами. [5] Обмен Урана и Нептуна согласуется с моделями их образования в диске, поверхностная плотность которого уменьшается с увеличением расстояния от Солнца, что предсказывает, что массы планет также должны уменьшаться с удалением от Солнца. [1]

Пример Хорошая модель моделирования миграции солнечного расстояния четырех планет-гигантов.

Особенности Солнечной системы [ править ]

Запуск динамических моделей Солнечной системы с различными начальными условиями для смоделированной продолжительности истории Солнечной системы приведет к созданию различных популяций объектов в Солнечной системе. Поскольку начальные условия модели могут изменяться, каждая популяция будет более или менее многочисленной и будет иметь определенные орбитальные свойства. Доказать модель эволюции ранней Солнечной системы сложно, поскольку эту эволюцию невозможно наблюдать напрямую. [8] Однако об успехе любой динамической модели можно судить, сравнивая прогнозы численности населения, полученные в результате моделирования, с астрономическими наблюдениями за этими популяциями. [8]В настоящее время компьютерные модели Солнечной системы, начатые с начальных условий Ниццкого сценария, наилучшим образом соответствуют многим аспектам наблюдаемой Солнечной системы. [10]

Поздняя тяжелая бомбардировка [ править ]

Основная статья: Поздняя тяжелая бомбардировка

Кратерный рекорд на Луне и на планетах земной группы является одним из основных свидетельств поздней тяжелой бомбардировки (LHB): увеличения числа столкновений примерно через 600 миллионов лет после образования Солнечной системы. В модели Ниццы ледяные планетезимали рассеиваются по орбитам, пересекающим планеты, когда внешний диск разрушается Ураном и Нептуном, вызывая резкий всплеск ударов ледяных объектов. Миграция внешних планет также вызывает средние движения и вековые резонансы, которые охватывают внутреннюю часть Солнечной системы. В поясе астероидов они возбуждают эксцентриситет астероидов, выводящих их на орбиты, пересекающие орбиты планет земной группы, вызывая более продолжительный период столкновений с каменными объектами и унося примерно 90% их массы. [4]Количество планетезималей, которые могли бы достичь Луны, согласуется с данными кратера от LHB. [4] Однако орбитальное распределение остальных астероидов не соответствует наблюдениям. [11] Во внешней Солнечной системе ударов по спутникам Юпитера достаточно, чтобы вызвать дифференциацию Ганимеда, но не Каллисто. [12] Воздействие ледяных планетезималей на внутренние луны Сатурна является чрезмерным, однако приводит к испарению их льда. [13]

Трояны и пояс астероидов [ править ]

После того, как Юпитер и Сатурн пересекают резонанс 2: 1, их совместное гравитационное влияние дестабилизирует троянскую коорбитальную область, позволяя существующим троянским группам в точках Лагранжа L 4 и L 5 Юпитера и Нептуна улететь, а новые объекты из внешнего планетезимального диска будут захвачен. [14] Объекты в коорбитальной области трояна подвергаются либрации, циклически дрейфуя относительно L 4 и L 5.точки. Когда Юпитер и Сатурн находятся рядом, но не в резонансе, место, где Юпитер проходит мимо Сатурна относительно их перигелиев, циркулирует медленно. Если период этой циркуляции попадает в резонанс с периодом либрации троянов, диапазон их либраций может увеличиваться до тех пор, пока они не ускользнут. [6] Когда это происходит, коорбитальная область трояна «динамически открыта», и объекты могут как покинуть область, так и войти в нее. Первобытные трояны убегают, и часть множества объектов из нарушенного планетезимального диска временно населяет его. [3] Позже, когда орбиты Юпитера и Сатурна удаляются дальше друг от друга, троянская область становится «динамически закрытой», и планетезимали в троянской области захватываются, многие из них остаются сегодня. [6]Захваченные трояны имеют широкий спектр задатков, которые ранее не были поняты из-за их неоднократных встреч с планетами-гигантами. [3] Угол либрации и эксцентриситет моделируемой популяции также соответствуют наблюдениям за орбитами троянов Юпитера . [6] Этот механизм модели Nice также генерирует троянов Neptune . [3]

Большое количество планетезималей также было захвачено в резонансах среднего движения Юпитера, когда Юпитер мигрировал внутрь. Те, что остались в резонансе 3: 2 с Юпитером, составляют семью Хильды . Эксцентриситет других объектов уменьшился, пока они находились в резонансе, и ушли на стабильные орбиты внешнего пояса астероидов на расстояниях более 2,6 а.е. по мере того, как резонансы двигались внутрь. [15] Эти захваченные объекты затем подверглись бы эрозии столкновений, измельчая население на более мелкие фрагменты, на которые затем мог воздействовать эффект Ярковского , вызывая дрейф небольших объектов в нестабильные резонансы, а сопротивление Пойнтинга-Робертсоназаставляя более мелкие зерна дрейфовать к солнцу. Эти процессы удаляют более 90% исходной массы, имплантированной в пояс астероидов, согласно Боттке и его коллегам. [16] Частотное распределение размера этой моделируемой популяции после этой эрозии полностью согласуется с наблюдениями. [16] Это предполагает, что Троянцы Юпитера, Хильды и некоторые из внешних астероидов, все спектральные астероиды D-типа , являются остатками планетезималей от этого процесса захвата и эрозии. [16] Также было высказано предположение, что карликовая планета Церера была захвачена с помощью этого процесса. [17]Несколько астероидов типа D были недавно обнаружены с большой полуосью менее 2,5 а.е., что ближе, чем те, которые были бы зафиксированы в оригинальной модели Ниццы. [18]

Спутники внешней системы [ править ]

Любые первоначальные популяции спутников неправильной формы, захваченные традиционными механизмами, такими как сопротивление или удары аккреционных дисков [19] , будут потеряны во время столкновений между планетами во время глобальной нестабильности системы. [5] В модели Ниццы внешние планеты сталкиваются с большим количеством планетезималей после того, как Уран и Нептун входят и разрушают планетезимальный диск. Часть этих планетезималей захватывается этими планетами посредством трехстороннего взаимодействия во время столкновений между планетами. Вероятность того, что любой планетезималь будет захвачен ледяным гигантом , относительно высока, несколько 10 −7 . [20]Эти новые спутники могли быть захвачены при практически под любым углом, так что в отличие от обычных спутников от Сатурна , Урана и Нептуна , они не обязательно вращаются в экваториальных плоскостях планет. Некоторые нерегулярные предметы могли даже обмениваться между планетами. Полученные в результате неправильные орбиты хорошо совпадают с большими полуосями, наклонами и эксцентриситетами наблюдаемых популяций. [20] Последующие столкновения между этими захваченными спутниками могли создать предполагаемые семейства столкновений, наблюдаемые сегодня. [21] Эти столкновения также необходимы, чтобы привести популяцию к нынешнему распределению размеров. [22]

Тритон , самый большой спутник Нептуна, можно объяснить, если он был захвачен в результате взаимодействия трех тел, включающего разрушение двойного планетоида. [23] Такое нарушение двоичной системы было бы более вероятным, если бы Тритон был меньшим членом двоичной системы. [24] Однако захват Тритона был бы более вероятен в ранней Солнечной системе, когда газовый диск гасил бы относительные скорости, а реакции бинарного обмена в целом не привели бы к появлению большого количества мелких нерегулярных частиц. [24]

Не было достаточно взаимодействий между Юпитером и другими планетами, чтобы объяснить свиту Юпитера неправильных форм в начальных моделях Ниццы, которые воспроизводили другие аспекты внешней Солнечной системы. Это говорит о том, что либо на этой планете работал второй механизм, либо что ранние модели не воспроизводили эволюцию орбит планет-гигантов. [20]

Формирование пояса Койпера [ править ]

Миграция внешних планет также необходима для объяснения существования и свойств самых удаленных регионов Солнечной системы . [9] Первоначально пояс Койпера был намного плотнее и ближе к Солнцу , с внешним краем примерно в 30 а.е. Его внутренний край находился бы сразу за орбитами Урана и Нептуна , которые, в свою очередь, были намного ближе к Солнцу, когда они образовались (скорее всего, в диапазоне 15–20 а.е.), и в противоположных местах, с Ураном дальше от Солнца. Солнце, чем Нептун. [4] [9]

Гравитационные столкновения между планетами рассеивают Нептун в планетезимальный диск с большой полуосью ~ 28 а.е. и эксцентриситетом до 0,4. Высокий эксцентриситет Нептуна приводит к тому, что его резонансы среднего движения перекрываются, и орбиты в области между Нептуном и его резонансами среднего движения 2: 1 становятся хаотическими. Орбиты объектов между Нептуном и краем планетезимального диска в это время могут развиваться наружу на стабильные орбиты с низким эксцентриситетом в этой области. Когда эксцентриситет Нептуна гасится динамическим трением, они оказываются в ловушке на этих орбитах. Эти объекты образуют динамически холодный пояс, поскольку их наклоны остаются небольшими в течение короткого времени, когда они взаимодействуют с Нептуном. Позже, когда Нептун мигрирует наружу по орбите с низким эксцентриситетом,объекты, которые были рассеяны наружу, попадают в его резонансы, и их эксцентриситет может уменьшаться, а их наклон увеличиваться из-заМеханизм Козая , позволяющий им выйти на стабильные орбиты с большим наклонением. Другие объекты остаются захваченными в резонансе, образуя плутино и другие резонансные популяции. Эти две группы населения динамично горячие, с более высокими наклонностями и эксцентриситетом; из-за того, что они разбросаны наружу, и более длительный период взаимодействия этих объектов с Нептуном. [9]

Эта эволюция орбиты Нептуна создает как резонансные, так и нерезонансные популяции, внешний край в резонансе 2: 1 Нептуна и небольшую массу относительно исходного планетезимального диска. Избыток плутино с малым наклоном в других моделях избегается из-за того, что Нептун рассеивается наружу, оставляя свой резонанс 3: 2 за исходным краем планетезимального диска. Различные начальные местоположения, с холодными классическими объектами, происходящими в основном из внешнего диска, и процессы захвата, предлагают объяснения бимодального распределения наклона и его корреляции с составами. [9]Однако эта эволюция орбиты Нептуна не учитывает некоторые характеристики орбитального распределения. Он предсказывает более высокий средний эксцентриситет на орбитах классических объектов пояса Койпера, чем наблюдаемый (0,10–0,13 против 0,07), и не дает достаточно объектов с большим наклоном. Это также не может объяснить очевидное полное отсутствие серых объектов в холодном населении, хотя было высказано предположение, что цветовые различия возникают частично из-за процессов поверхностной эволюции, а не полностью из-за различий в изначальном составе. [25]

Нехватка объектов с наименьшим эксцентриситетом, предсказанных в модели Ниццы, может указывать на то, что холодная популяция сформировалась на месте. В дополнение к разным орбитам горячее и холодное население имеет разные цвета. Холодное население заметно краснее горячего, что позволяет предположить, что оно имеет другой состав и сформировалось в другом регионе. [25] [26] Холодное население также включает большое количество двойных объектов со слабосвязанными орбитами, которые вряд ли переживут близкое столкновение с Нептуном. [27] Если холодная популяция сформировалась в его нынешнем местоположении, для ее сохранения потребовалось бы, чтобы эксцентриситет Нептуна оставался небольшим, [28] или чтобы его перигелий быстро прецессировал из-за сильного взаимодействия между ним и Ураном.[29]

Рассеянный диск и облако Оорта [ править ]

Объекты, разбросанные Нептуном на орбиты с большой полуосью, превышающей 50 а.е., могут быть захвачены в резонансах, формирующих резонансную совокупность рассеянного диска , или, если их эксцентриситет уменьшается, в то время как в резонансе, они могут выйти из резонанса на устойчивые орбиты в пространстве. рассеянный диск во время миграции Нептуна. Когда эксцентриситет Нептуна велик, его афелий может выходить далеко за пределы его текущей орбиты. Объекты, достигающие в это время перигелии, близкие к перигелии Нептуна или превышающие его, могут отделяться от Нептуна, когда его эксцентриситет затухает, уменьшая афелий, оставляя их на стабильных орбитах в рассеянном диске. [9]

Объекты, рассеянные Ураном и Нептуном на более крупные орбиты (примерно 5000 а.е.), могут иметь перигелий, поднятый галактическим приливом, отделяющим их от влияния планет, образующих внутреннее облако Оорта с умеренным наклоном. Другие, достигающие еще больших орбит, могут быть возмущены близлежащими звездами, образующими внешнее облако Оорта с изотропными наклонами. Объекты, рассеянные Юпитером и Сатурном, обычно выбрасываются из Солнечной системы. [30] Несколько процентов первоначального планетезимального диска может быть отложено в этих резервуарах. [31]

Модификации [ править ]

Основная статья: Сценарий прыгающего Юпитера

С момента первой публикации модель Nice претерпела ряд модификаций. Некоторые изменения отражают лучшее понимание формирования Солнечной системы, в то время как другие были внесены после того, как были выявлены существенные различия между ее предсказаниями и наблюдениями. Гидродинамические модели ранней Солнечной системы показывают, что орбиты планет-гигантов сойдутся, что приведет к их захвату в серию резонансов. [32]Было также показано, что медленное приближение Юпитера и Сатурна к резонансу 2: 1 до возникновения нестабильности и плавное разделение их орбит впоследствии изменяет орбиты объектов во внутренней Солнечной системе из-за широких вековых резонансов. Первый может привести к тому, что орбита Марса пересечет орбиту других планет земной группы, что дестабилизирует внутреннюю часть Солнечной системы. Если бы первого избегали, последние все равно оставили бы орбиты планет земной группы с большим эксцентриситетом. [33] Орбитальное распределение пояса астероидов также изменится, оставив его с избытком объектов с высоким наклонением. [11]Другие различия между предсказаниями и наблюдениями включали захват Юпитером нескольких спутников неправильной формы, испарение льда с внутренних спутников Сатурна, нехватку объектов с большим наклонением, захваченных в поясе Койпера, и недавнее открытие астероидов D-типа во внутренних лучах Сатурна. пояс астероидов.

Первыми модификациями модели Ниццы были начальные положения планет-гигантов. Исследования поведения планет, вращающихся в газовом диске, с использованием гидродинамических моделей показывают, что планеты-гиганты будут мигрировать к Солнцу. Если бы миграция продолжилась, это привело бы к тому, что Юпитер вращался бы близко к Солнцу, как недавно обнаруженные экзопланеты, известные как горячие Юпитеры . Однако захват Сатурна в резонанс с Юпитером предотвращает это, а более поздний захват других планет приводит к четырехкратной резонансной конфигурации с Юпитером и Сатурном в их резонансе 3: 2 . [32]Также был предложен механизм замедленного срыва этого резонанса. Гравитационные столкновения с объектами внешнего диска, состоящими из скоплений Плутона, будут перемешивать их орбиты, вызывая увеличение эксцентриситетов, а через соединение их орбит - внутреннюю миграцию планет-гигантов. Во время этой внутренней миграции будут пересекаться вековые резонансы, которые изменят эксцентриситет орбит планет и нарушат четверной резонанс. Затем следует поздняя нестабильность, аналогичная исходной модели Nice. В отличие от оригинальной модели Ниццы, время этой нестабильности не зависит от начальных орбит планет или расстояния между внешней планетой и планетезимальным диском. Комбинация резонансных планетных орбит и поздней нестабильности, вызванной этими долгими далекими взаимодействиями, была названаХорошая 2 модель . [34]

Вторая модификация заключалась в том, чтобы один из ледяных гигантов столкнулся с Юпитером, в результате чего его большая полуось подпрыгнула. В этом сценарии с прыгающим Юпитером ледяной гигант встречает Сатурн и рассеивается внутрь на орбиту, пересекающую Юпитер, в результате чего орбита Сатурна расширяется; затем встречает Юпитер и рассеивается наружу, в результате чего орбита Юпитера сокращается. Это приводит к ступенчатому разделению орбит Юпитера и Сатурна вместо плавной расходящейся миграции. [33] Поэтапное разделение орбит Юпитера и Сатурна позволяет избежать медленных колебаний вековых резонансов во внутренней части Солнечной системы, которые увеличивают эксцентриситет планет земной группы [33]и покидает пояс астероидов с чрезмерным соотношением объектов с большим и низким углом наклона. [11] Встречи между ледяным гигантом и Юпитером в этой модели позволяют Юпитеру обзавестись своими спутниками неправильной формы. [35] Трояны Юпитера также захватываются после этих столкновений, когда большая полуось Юпитера перескакивает, и, если ледяной гигант проходит через одну из точек либрации, рассеивающих троянов, одна популяция истощается по сравнению с другой. [36]Более быстрое прохождение вековых резонансов через пояс астероидов ограничивает потерю астероидов из его ядра. Большинство каменистых ударников поздней тяжелой бомбардировки вместо этого происходят из внутреннего расширения, которое нарушается, когда планеты-гиганты достигают своих нынешних позиций, а остатки остаются в виде астероидов Венгрии. [37] Некоторые астероиды D-типа встроены во внутренний пояс астероидов, в пределах 2,5 а.е., во время столкновений с ледяным гигантом, когда он пересекает пояс астероидов. [38]

Хорошая модель пяти планет [ править ]

Основная статья: Модель пяти планет Ниццы

Частый выброс при моделировании столкновения ледяного гиганта с Юпитером привел Давида Несворного и других к гипотезе о ранней Солнечной системе с пятью планетами-гигантами, одна из которых была выброшена во время нестабильности. [39] [40] Эта модель Ниццы с пятью планетами начинается с планет-гигантов в резонансной цепочке 3: 2, 3: 2, 2: 1, 3: 2 с планетезимальным диском, вращающимся за ними. [41] После разрыва резонансной цепи Нептун сначала мигрирует наружу в планетезимальный диск, достигая 28 а.е., прежде чем начнутся встречи между планетами. [42] Эта первоначальная миграция уменьшает массу внешнего диска, позволяя сохранить эксцентриситет Юпитера [43]и создает пояс Койпера с распределением наклона, которое соответствует наблюдениям, если 20 масс Земли оставались в планетезимальном диске, когда эта миграция началась. [44] Эксцентриситет Нептуна может оставаться небольшим во время нестабильности, поскольку он сталкивается только с выброшенным ледяным гигантом, что позволяет сохранить холодный классический пояс на месте. [42] Планетезимальный пояс с меньшей массой в сочетании с возбуждением наклонений и эксцентриситетов объектами с массой Плутона также значительно снижает потерю льда внутренними лунами Сатурна. [45]Комбинация позднего разрыва резонансной цепи и миграции Нептуна на 28 а.е. до возникновения нестабильности маловероятна для модели Nice 2. Этот разрыв может быть перекрыт медленной миграцией пыли в течение нескольких миллионов лет после раннего выхода из резонанса. [46] Недавнее исследование показало, что модель Ниццы с пятью планетами имеет статистически небольшую вероятность воспроизведения орбит планет земной группы. Хотя это означает, что нестабильность произошла до образования планет земной группы и не могла быть источником поздней тяжелой бомбардировки [47] [48], преимущество ранней нестабильности уменьшается из-за значительных скачков большой полуоси. Юпитера и Сатурна необходимы для сохранения пояса астероидов. [49] [50]

См. Также [ править ]

  • Формирование и эволюция Солнечной системы
  • Гипотеза Grand Tack
  • Сценарий прыгающего Юпитера
  • Поздняя тяжелая бомбардировка
  • Планетарная миграция

Ссылки [ править ]

  1. ^ a b «Решение проблем с солнечной системой просто: просто измените положение Урана и Нептуна» . Пресс-релиз . Государственный университет Аризоны. 11 декабря 2007 . Проверено 22 марта 2009 .
  2. ^ Дэш, S. (2007). "Распределение масс и формирование планет в солнечной туманности" . Астрофизический журнал . 671 (1): 878–893. Bibcode : 2007ApJ ... 671..878D . DOI : 10.1086 / 522825 .
  3. ^ а б в г д Крида, А. (2009). «Формирование Солнечной системы». Обзоры в современной астрономии . 21 . С. 215–227. arXiv : 0903.3008 . Bibcode : 2009RvMA ... 21..215C . DOI : 10.1002 / 9783527629190.ch12 . ISBN 9783527629190. Отсутствует или пусто |title=( справка )
  4. ^ Б с д е ф Р. Гомес; HF Levison; К. Циганис; А. Морбиделли (2005). «Происхождение катастрофического периода поздних тяжелых бомбардировок планет земной группы» (PDF) . Природа . 435 (7041): 466–9. Bibcode : 2005Natur.435..466G . DOI : 10,1038 / природа03676 . PMID 15917802 . S2CID 4398337 .   
  5. ^ a b c d Циганис, К .; Gomes, R .; Morbidelli, A .; Ф. Левисон, Х. (2005). «Происхождение орбитальной архитектуры планет-гигантов Солнечной системы» (PDF) . Природа . 435 (7041): 459–461. Bibcode : 2005Natur.435..459T . DOI : 10,1038 / природа03539 . PMID 15917800 . S2CID 4430973 .   
  6. ^ a b c d Morbidelli, A .; Левисон, ВЧ; Циганис, К .; Гомес, Р. (2005). «Хаотический захват троянских астероидов Юпитера в ранней Солнечной системе» (PDF) . Природа . 435 (7041): 462–465. Bibcode : 2005Natur.435..462M . DOI : 10,1038 / природа03540 . OCLC 112222497 . PMID 15917801 . S2CID 4373366 . Архивировано из оригинального (PDF) 21 февраля 2014 года.    
  7. ^ a b Дж. Джеффри Тейлор (21 августа 2001 г.). «Уран, Нептун и Лунные горы» . Открытия исследования планетарной науки . Гавайский институт геофизики и планетологии . Проверено 1 февраля 2008 .
  8. ^ a b c Хансен, Кэтрин (7 июня 2005 г.). «Орбитальная перестановка для ранней солнечной системы» . Geotimes . Проверено 26 августа 2007 .
  9. ^ a b c d e f Левисон HF, Морбиделли A, Ван Лаерховен C, Гомес RS, Циганис K (2007). «Происхождение структуры пояса Койпера во время динамической нестабильности на орбитах Урана и Нептуна». Икар . 196 (1): 258–273. arXiv : 0712.0553 . Bibcode : 2008Icar..196..258L . DOI : 10.1016 / j.icarus.2007.11.035 . S2CID 7035885 . 
  10. ^ ТВ Джонсон; JC Castillo-Rogez; Д.Л. Матсон; А. Морбиделли; JI Lunine. «Ограничения на раннюю хронологию внешней Солнечной системы» (PDF) . Конференция по ранней ударной бомбардировке Солнечной системы (2008 г.) . Проверено 18 октября 2008 .
  11. ^ a b c Морбиделли, Алессандро; Брассер, Рамон; Гомес, Родни; Левисон, Гарольд Ф .; Циганис, Клеоменис (2010). «Свидетельства пояса астероидов о бурной эволюции орбиты Юпитера в прошлом». Астрономический журнал . 140 (5): 1391–1501. arXiv : 1009.1521 . Bibcode : 2010AJ .... 140.1391M . DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 140/5/1391 . S2CID 8950534 . 
  12. ^ Болдуин, Эмили. «Удары кометы объясняют дихотомию Ганимеда-Каллисто» . Астрономия сейчас . Проверено 23 декабря +2016 .
  13. ^ Nimmo, F .; Коричанский, Д.Г. (2012). «Потеря льда в результате столкновения с внешними спутниками Солнечной системы: последствия поздних тяжелых бомбардировок». Икар . 219 (1): 508–510. Bibcode : 2012Icar..219..508N . DOI : 10.1016 / j.icarus.2012.01.016 .
  14. ^ Левисон, Гарольд Ф .; Сапожник, Юджин М .; Шумейкер, Кэролайн С. (1997). «Динамическая эволюция троянских астероидов Юпитера». Природа . 385 (6611): 42–44. Bibcode : 1997Natur.385 ... 42L . DOI : 10.1038 / 385042a0 . S2CID 4323757 . 
  15. ^ Левисон, Гарольд Ф .; Bottke, William F .; Гунель, Матье; Морбиделли, Алессандро; Несворный, Давид; Циганис, Клеомейс (2009). «Загрязнение пояса астероидов первобытными транснептуновыми объектами». Природа . 460 (7253): 364–366. Bibcode : 2009Natur.460..364L . DOI : 10,1038 / природа08094 . PMID 19606143 . S2CID 4405257 .  
  16. ^ a b c Боттке, WF; Левисон, ВЧ; Morbidelli, A .; Цыганис, К. (2008). «Эволюция столкновений объектов, захваченных во внешнем поясе астероидов во время поздней тяжелой бомбардировки». 39-я Конференция по изучению Луны и планет . 39 (вклад LPI № 1391): 1447. Bibcode : 2008LPI .... 39.1447B .
  17. ^ Уильям Б. Маккиннон (2008). «О возможности закачки крупных КБО во внешний пояс астероидов». Бюллетень Американского астрономического общества . 40 : 464. Bibcode : 2008DPS .... 40.3803M .
  18. ^ DeMeo, Francesca E .; Бинзель, Ричард П .; Керри, Бенуа; Полишук, Дэвид; Московиц, Николай А (2014). «Неожиданные нарушители типа D во внутреннем главном поясе». Икар . 229 : 392–399. arXiv : 1312.2962 . Bibcode : 2014Icar..229..392D . CiteSeerX 10.1.1.747.9766 . DOI : 10.1016 / j.icarus.2013.11.026 . S2CID 15514965 .  
  19. ^ Туррини & Marzari, 2008, Фиби и Сатурн нерегулярных спутников: последствия для коллизионного сценария захвата архивной 2016-03-03 на Wayback Machine
  20. ^ a b c Nesvorný, D .; Vokrouhlický, D .; Морбиделли, А. (2007). «Захват неправильных спутников во время столкновений с планетами» . Астрономический журнал . 133 (5): 1962–1976. Bibcode : 2007AJ .... 133.1962N . DOI : 10.1086 / 512850 .
  21. ^ Несворны, Дэвид; Бож, Кристиан; Готово, Люк (2004). «Коллизионное происхождение семейств нерегулярных спутников» . Астрономический журнал . 127 (3): 1768–1783. Bibcode : 2004AJ .... 127.1768N . DOI : 10.1086 / 382099 .
  22. ^ Bottke, Уильям Ф .; Несворны, Давид; Вокроухлик, Дэвид; 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 . DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 139/3/994 . 
  23. ^ Агнор, Крейг Б.; Гамильтон, Дуглас Б. (2006). «Захват Нептуном его спутника Тритона в гравитационном столкновении с двойной планетой». Природа . 441 (7090): 192–194. Bibcode : 2006Natur.441..192A . DOI : 10,1038 / природа04792 . PMID 16688170 . S2CID 4420518 .  
  24. ^ a b Вокроухлицкий, Давид; Несворны, Давид; Левисон, Гарольд Ф. (2008). «Нерегулярный захват спутников по обменным реакциям». Астрономический журнал . 136 (4): 1463–1476. Bibcode : 2008AJ .... 136.1463V . CiteSeerX 10.1.1.693.4097 . DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 136/4/1463 . 
  25. ^ a b Левисон, Гарольд Ф .; Морбиделли, Алессандро; ВанЛаховен, Криста; Гомес, Родни С. (2008-04-03). «Происхождение структуры пояса Койпера во время динамической нестабильности на орбитах Урана и Нептуна». Икар . 196 (1): 258–273. arXiv : 0712.0553 . Bibcode : 2008Icar..196..258L . DOI : 10.1016 / j.icarus.2007.11.035 . S2CID 7035885 . 
  26. ^ Морбиделли, Алессандро (2006). «Происхождение и динамическая эволюция комет и их резервуаров». arXiv : astro-ph / 0512256 .
  27. ^ Ловетт, Рик (2010). «Пояс Койпера может быть рожден столкновениями». Природа . DOI : 10.1038 / news.2010.522 .
  28. ^ Вольф, Шайлер; Доусон, Ревекка I .; Мюррей-Клэй, Рут А. (2012). «Нептун на цыпочках: динамические истории, сохраняющие холодный классический пояс Койпера». Астрофизический журнал . 746 (2): 171. arXiv : 1112.1954 . Bibcode : 2012ApJ ... 746..171W . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 746/2/171 . S2CID 119233820 . 
  29. ↑ 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 ... 13В . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 738/1/13 . S2CID 1047871 . 
  30. ^ Dones, L .; Вайсман, PR; Левисон, ВЧ; Дункан, MJ (2004). «Образование и динамика облака Оорта». Кометы II . 323 : 153–174. Bibcode : 2004ASPC..323..371D .
  31. ^ Brasser, R .; Морбиделли А. (2013). «Облако Оорта и формирование рассеянного диска во время поздней динамической нестабильности в Солнечной системе». Икар . 225 (1): 40,49. arXiv : 1303.3098 . Bibcode : 2013Icar..225 ... 40B . DOI : 10.1016 / j.icarus.2013.03.012 . S2CID 118654097 . 
  32. ^ a b 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 . DOI : 10.1086 / 521705 . S2CID 2800476 . 
  33. ^ a b c Brasser, R .; Morbidelli, A .; Gomes, R .; Циганис, К .; Левисон, HF (2009). «Построение светской архитектуры Солнечной системы II: планеты земной группы». Астрономия и астрофизика . 507 (2): 1053–1065. arXiv : 0909.1891 . Бибкод : 2009A & A ... 507.1053B . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200912878 . S2CID 2857006 . 
  34. ^ Левисон, Гарольд Ф .; Морбиделли, Алессандро; Циганис, Клеоменис; Несворны, Давид; Гомес, Родни (2011). «Поздняя орбитальная нестабильность на внешних планетах, вызванная взаимодействием с самогравитирующим планетезимальным диском» . Астрономический журнал . 142 (5): 152. Bibcode : 2011AJ .... 142..152L . DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 142/5/152 .
  35. ^ Несворны, Дэвид; Вокроухлицкий, Давид; Дейенно, Роджерио (2014). «Захват неправильных спутников на Юпитере». Астрофизический журнал . 784 (1): 22. arXiv : 1401.0253 . Bibcode : 2014ApJ ... 784 ... 22N . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 784/1/22 . S2CID 54187905 . 
  36. ^ Несворны, Дэвид; Вокроухлицкий, Давид; Морбиделли, Алессандро (2013). «Захват троянцев прыгающим Юпитером». Астрофизический журнал . 768 (1): 45. arXiv : 1303.2900 . Bibcode : 2013ApJ ... 768 ... 45N . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 768/1/45 . S2CID 54198242 . 
  37. ^ Bottke, Уильям Ф .; 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 : 2012Natur.485 ... 78В . DOI : 10,1038 / природа10967 . PMID 22535245 . S2CID 4423331 .  
  38. ^ Vokrouhlický, Дэвид; Bottke, William F .; Несворны, Давид (2016). «Захват транснептуновых планетезималей в главном поясе астероидов» . Астрономический журнал . 152 (2): 39. Bibcode : 2016AJ .... 152 ... 39V . DOI : 10.3847 / 0004-6256 / 152/2/39 .
  39. ^ Nesvorný, Дэвид (2011). "Пятая гигантская планета молодой Солнечной системы?". Письма в астрофизический журнал . 742 (2): L22. arXiv : 1109.2949 . Bibcode : 2011ApJ ... 742L..22N . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 742/2 / L22 . S2CID 118626056 . 
  40. ↑ Батыгин, Константин; Браун, Майкл Э .; Беттс, Хайден (2012). "Модель динамической эволюции, основанная на нестабильности, изначально пятипланетной Внешней Солнечной системы". Письма в астрофизический журнал . 744 (1): L3. arXiv : 1111.3682 . Bibcode : 2012ApJ ... 744L ... 3B . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 744/1 / L3 . S2CID 9169162 . 
  41. ^ Несворны, Дэвид; Морбиделли, Алессандро (2012). «Статистическое исследование ранней нестабильности Солнечной системы с четырьмя, пятью и шестью планетами-гигантами». Астрономический журнал . 144 (4): 17. arXiv : 1208.2957 . Bibcode : 2012AJ .... 144..117N . DOI : 10,1088 / 0004-6256 / 144/4/117 . S2CID 117757768 . 
  42. ^ a b Несворны, Дэвид (2015). «Прыгающий Нептун может объяснить ядро ​​пояса Койпера». Астрономический журнал . 150 (3): 68. arXiv : 1506.06019 . Bibcode : 2015AJ .... 150 ... 68N . DOI : 10,1088 / 0004-6256 / 150/3/68 . S2CID 117738539 . 
  43. ^ Несворны, Дэвид; Морбиделли, Алессандро (2012). «Статистическое исследование ранней нестабильности Солнечной системы с четырьмя, пятью и шестью планетами-гигантами». Астрономический журнал . 144 (4): 117. arXiv : 1208.2957 . Bibcode : 2012AJ .... 144..117N . DOI : 10,1088 / 0004-6256 / 144/4/117 . S2CID 117757768 . 
  44. ^ Nesvorný, Дэвид (2015). «Свидетельства медленной миграции Нептуна из распределения наклонений объектов пояса Койпера». Астрономический журнал . 150 (3): 73. arXiv : 1504.06021 . Bibcode : 2015AJ .... 150 ... 73N . DOI : 10,1088 / 0004-6256 / 150/3/73 . S2CID 119185190 . 
  45. ^ Dones, L .; Левисон, Х.Л. "Скорость удара по спутникам гигантских планет во время поздней тяжелой бомбардировки" (PDF) . 44-я Конференция по изучению луны и планет (2013 г.).
  46. ^ 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 . DOI : 10,3847 / 1538-3881 / aa5eaa . S2CID 119246345 . 
  47. ^ Kaib, Натан А .; 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 : 2016MNRAS.455.3561K . DOI : 10.1093 / MNRAS / stv2554 . S2CID 119245889 . 
  48. ^ Сигел, Итан . «Юпитер, возможно, выбросил планету из нашей Солнечной системы» . Начинается с ура . forbes.com . Проверено 20 декабря 2015 года .
  49. ^ Уолш, KJ; 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 & A ... 526A.126W . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201015277 . S2CID 59497167 . 
  50. ^ Толиу, А .; Morbidelli, A .; Цыганис, К. (2016). «Масштабы и сроки нестабильности гигантской планеты: переоценка с точки зрения пояса астероидов». Астрономия и астрофизика . 592 : A72. arXiv : 1606.04330 . Bibcode : 2016A&A ... 592A..72T . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201628658 . S2CID 59933531 . 

Внешние ссылки [ править ]

  • Анимация модели Nice
  • Решить затруднения в солнечной системе просто: просто поменяйте положение Урана и Нептуна.