Модель Ниццы (Bk;yl, Uneed)

Перейти к навигации Перейти к поиску

Модель Ниццы — сценарий динамического развития Солнечной системы. Его разработка была начата в обсерватории Лазурного берега в Ницце, Франция (отсюда и произошло его название)[1][2]. Данный сценарий предполагает перемещение планет-гигантов из начальной компактной конфигурации в их нынешние положения, после того, как произошло рассеяние изначального протопланетного газового диска. В этом заключается его отличие от предшествующих моделей формирования Солнечной системы. Механизм миграции планет-гигантов используется при динамическом моделировании Солнечной системы для объяснения некоторых событий её истории, включая позднюю тяжёлую бомбардировку внутренней Солнечной системы, формирование облака Оорта, и существования малых тел Солнечной системы, таких как пояс Койпера, троянцы Нептуна и Юпитера, а также многочисленные транснептуновые объекты, находящиеся в орбитальном резонансе с Нептуном. Удачное объяснение многих наблюдаемых особенностей Солнечной системы привело к тому, что данная модель в настоящее время признается наиболее адекватно описывающей раннее развитие Солнечной системы[2], хотя она и не является общепринятой среди планетологов. Среди её недостатков — неполное объяснение формирования спутников во внешней Солнечной системе и некоторых особенностей Пояса Койпера.

Модель развита в гипотезе о пятом газовом гиганте.

Моделирование, показывающее внешние планеты и пояс планетезималей: a) ранняя конфигурация, до того как Юпитер и Сатурн входят в резонанс 2:1; b) рассеяние планетезималей во внутреннюю Солнечную систему после изменения орбиты Нептуна (темно-синий) и Урана (голубой); c) после того, как планетезимали выброшены из Солнечной системы после взаимодействия с планетами[3].

Описание

[править | править код]

Исходное ядро модели Ниццы — три работы, опубликованные в журнале Nature в 2005 году международным коллективом учёных, в который вошли Р. Гомес, Харольд Левисон, Алессандро Морбиделли и Клеоменис Циганис[3][4][5]. Согласно данным публикациям, после рассеивания изначального газопылевого диска Солнечной системы, четыре планеты-гиганта (Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун) изначально обращались по почти круговым орбитам на расстоянии ≈ 5,5—17 астрономических единиц (а. е.) от Солнца, намного ближе друг к другу и к Солнцу, чем в настоящее время. За орбитой крайней планеты-гиганта располагался большой, плотный диск из маленьких каменных и ледяных планетезималей, общей массой примерно 35 земных, дальний край которого находился на расстоянии примерно 35 а. е. от Солнца.

Науке так мало известно о формировании Урана и Нептуна, что, по мнению Левисона, «...число возможных вариантов формирования Урана и Нептуна почти бесконечно»[6]. Предположительно, данные планеты формировались следующим образом. Планетезимали на внутреннем крае диска иногда вступают в гравитационные взаимодействия с наиболее удалённой планетой-гигантом, которые изменяют их орбиты. Планеты рассеивают внутрь Солнечной системы большинство маленьких ледяных тел, обмениваясь моментами импульса с рассеянными ими объектами. В результате планеты перемещаются вовне, чтобы момент импульса системы в целом оставался неизменным. Эти объекты затем аналогичным образом взаимодействуют со следующей планетой, в результате чего орбиты Урана, Нептуна, и Сатурна последовательно перемещаются вовне[6]. Несмотря на незначительное воздействие каждого обмена моментом импульса, совокупно эти взаимодействия с планетезималями существенным образом изменяют орбиты планет. Этот процесс продолжается, пока планетезимали не оказываются вблизи Юпитера, внутренней и наиболее массивной планеты-гиганта. Огромная сила его притяжения направляет их на вытянутые эллиптические орбиты или даже вовсе изгоняет из Солнечной системы. В результате Юпитер перемещается ближе к Солнцу.

Низкая частота взаимодействий определяет скорость потери планетезималей диском и соответствующий ей темп миграции. Через несколько сотен миллионов лет медленного, постепенного перемещения Юпитер и Сатурн, две внутренние планеты-гиганты, входят в орбитальный резонанс 1:2. Этот резонанс увеличивает эксцентриситет их орбит, дестабилизируя всю планетарную систему. Расположение гигантских планет начинает изменяться быстро и резко[7]. Под влиянием Юпитера Сатурн перемещается к его нынешнему положению, и эта миграция оказывается связана с повторящимся гравитационным взаимодействием между Сатурном и двумя ледяными гигантами, в результате которых Нептун и Уран оказываются на орбитах с много большим эксцентриситетом. Ледяные гиганты вторгаются во внешний диск протопланентного вещества, сталкивая десятки тысяч планетезималей с прежде устойчивых орбит во внешней Солнечной системе. Эти возмущения почти полностью рассеивают исходный диск: из него удаляется 99 % его массы. Данный сценарий объясняет отсутствие плотного транснептунового населения в настоящее время[4]. Некоторые из планетезималей оказываются выброшены во внутреннюю Солнечную систему, в результате чего происходит увеличение числа их столкновений с планетами земного типа: поздняя тяжёлая бомбардировка[3].

Наконец, большие полуоси орбит планет-гигантов достигают своих современных значений, и динамическое трение с остатками диска планетезималей уменьшает их эксцентриситет и вновь делает орбиты Урана и Нептуна круговыми[8].

Приблизительно в 50 % начальных моделей, предложенных Циганисом и другими, Нептун и Уран меняются местами приблизительно на отметке времени в 1 миллиард лет от формирования Солнечной системы[4]. Однако современные орбиты данных планет соответствуют предположению о равномерном распределении масс в протопланетном диске и массам планет, лишь если обмен действительно имел место[1].

Предсказание особенностей Солнечной системы

[править | править код]

Динамическое моделирование Солнечной системы с разными начальными условиями на промежутках времени, соответствующих реальному её возрасту, позволяет выделить несколько групп объектов. Варьирование начальных условий влияет на численность каждой группы и её орбитальные параметры. Доказывание корректности модели эволюции ранней Солнечной системы сопряжено с трудностями, так как такую эволюцию нельзя наблюдать непосредственно[7]. Однако об успешности моделирования можно судить, сравнивая предсказания с результатами наблюдения реальных объектов[7]. В настоящее время, компьютерные модели Солнечной системы, в которых начальные условия соответствуют модели Ниццы, наилучшим образом соответствуют многим особенностям наблюдаемой Солнечной системы[9].

Поздняя тяжёлая бомбардировка

[править | править код]
Основная статья: Поздняя тяжёлая бомбардировка

Исследование кратеров на Луне и планетах земного типа позволяет говорить о том, что через 600 миллионов лет после образования Солнечной системы число столкновений данных планет с более мелкими объектами возросло. Данная аномалия получила название «поздняя тяжёлая бомбардировка» (англ. Late Heavy Bombardment). Число планетезималей, которые должны попасть в околоземное пространство согласно модели Ниццы, соответствует реальному числу кратеров этого периода на Луне.

Троянцы и астероиды главного пояса

[править | править код]

В период нестабильности орбит, связанный с установлением между Юпитером и Сатурном орбитального резонанса 2:1, совокупное гравитационное поле мигрирующих планет-гигантов должно было быстро дестабилизировать существовавшие группы троянских астероидов в точках Лагранжа L4 и L5 Юпитера и Нептуна[10]. В этот период троянская соорбитальная область является «динамически открытой»[2]. Согласно модели Ниццы, планетезимали, покидающие возмущённый диск, проходили через эту область в больших количествах, временно задерживаясь в ней. После окончания периода нестабильности орбит, троянская область стала «динамически закрытой», а планетезимали, находившиеся в ней, приобрели постоянную орбиту. Современные «троянцы» — это захваченные планетами-гигантами планетезимали первоначального диска[5]. Полученные при моделировании параметры угла либрации, эксцентриситета и наклонения орбит троянцев Юпитера соответствуют реальным[5]. Более ранние модели не позволяли объяснить эти параметры[2].

Аналогичным образом, согласно данной модели, появились троянские астероиды Нептуна[2].

Многие планетезимали также должны были оказаться на стабильных орбитах во внешнем крае главного пояса астероидов, на расстоянии от солнца свыше 2,6 а.е., в области астероидов семейства Хильды[11]. После перехода на стабильные орбиты, эти объекты подвергались эрозии в результате столкновений между собой, в результате чего произошло их разделение на более мелкие фрагменты, которые были подвержены воздействию солнечного ветра и YORP-эффекта. В результате, согласно Bottke и др., от первоначального количества объектов данной области осталось менее 10 %[11]. Частотное распределение размеров данных объектов при моделировании находится в полном соответствии с наблюдениями[11]. Это говорит о том, что троянцы Юпитера, астероиды семейства Хильды и некоторые другие астероиды внешнего края главного пояса, относящиеся к спектральному классу D, являются остатками первоначального диска планетезималей[11]. Возможно, сюда же следует отнести и карликовую планету Цереру[12].

Спутники внешних планет

[править | править код]

Любые изначально существовавшие нерегулярные спутники, захваченные с использованием известных механизмов, таких как трение или соударения от аккреционных дисков[13], «оторвутся» от своих планет в период глобальной нестабильности системы[4]. Согласно модели Ниццы, в этот период с планетами взаимодействовало большое число планетезималей, некоторые из которых должны были быть захвачены в результате взаимодействия трёх тел. Вероятность захвата планетезималя ледяным гигантом довольно велика: порядка 10−7[14]. Эти новые спутники могли быть захвачены под любым углом, так что, в отличие от регулярных спутников Сатурна, Урана и Нептуна, они не всегда обращались в экваториальной плоскости планеты. Происхождение Тритона, самого большого спутника Нептуна, также может быть объяснено захватом при взаимодействии трёх тел, связанным с распадом двойного планетоида, в котором Тритон был менее массивным участником (Cuk & Gladman 2005). Однако такой распад двойной системы не мог привести к появлению большого числа мелких нерегулярных спутников[15]. Возможен был также обмен нерегулярными спутниками между планетами.

Предсказываемые характеристики орбит нерегулярных спутников хорошо соответствуют большим полуосям, наклонениям и эксцентриситетам орбит наблюдаемых объектов, но не распределению их размеров[14]. Наблюдаемые сегодня семейства спутников могли стать результатом столкновений между захваченными спутниками.

Моделирование не предсказывает достаточного числа взаимодействий планетезималей с Юпитером, чтобы объяснить наблюдаемые особенности системы его нерегулярных спутников, что говорит о том, что в случае с этой планетой имелся ещё один механизм захвата, либо о том, что необходим пересмотр параметров модели[14].

Формирование пояса Койпера

[править | править код]

Миграция внешних планет также необходима для объяснения существования и свойств внешних областей Солнечной системы[8]. Изначально пояс Койпера был плотнее и находился ближе к Солнцу: его внешний край находился на расстоянии примерно 30 а.е., а внутренний — между орбитами Урана и Нептуна, которые тогда тоже были ближе к Солнцу (примерно 15—20 а.е.), причём Уран находился дальше от Солнца, чем Нептун[3][8].

Некоторые объекты рассеянного диска, включая Плутон, оказались гравитационно связанными с орбитой Нептуна[16]. Модель Ниццы способна объяснить существование в настоящее время резонансных орбит в поясе Койпера. Когда Нептун мигрировал во внешние области Солнечной системы, он сближался с объектами прото-Койперового пояса, захватывая некоторые в резонансы и направляя другие на хаотические орбиты. Считается, что объекты рассеянного диска оказались на текущих орбитах из-за взаимодействия с мигрирующими резонансами Нептуна[17].

Однако модель Ниццы пока не может объяснить многие характеристики распределения данных объектов. Она может объяснить формирование «горячего населения» объектов пояса Койпера с сильно наклонёнными орбитами, но не «холодного населения» с орбитами с небольшим наклонением.

Эти типы населения отличаются не только орбитами, но и составом: холодное население является заметно более красным, чем горячее, что говорит о его формировании в другой области. Горячее население сформировалось вблизи Юпитера и было выброшено во внешние области из-за взаимодействия с газовыми гигантами. Холодное население, с другой стороны, скорее всего, сформировалось примерно в тех же областях, где находится сейчас, хотя и возможно, что в результате миграции Нептуна оно было «выметено» наружу[18]. Объяснение формирования таких объектов продолжает оставаться нерешённой задачей[19].

Рассеянный диск и облако Оорта

[править | править код]

Объекты, рассеянные Юпитером на высокие эллиптические орбиты, сформировали облако Оорта[8]; на них оказала меньшее воздействие миграция Нептуна[8].

Примечания

[править | править код]
  1. ↑ 1 2 Solving solar system quandaries is simple: Just flip-flop the position of Uranus and Neptune. Press release. Arizona State University (11 декабря 2007). Дата обращения: 22 марта 2009. Архивировано 10 сентября 2012 года.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 Crida, A. Solar System formation // Reviews in Modern Astronomy. — 2009. — Т. 21. — С. 3008. — Bibcode: 2009arXiv0903.3008C. — arXiv:0903.3008.
  3. ↑ 1 2 3 4 R. Gomes, H. F. Levison, K. Tsiganis, A. Morbidelli. Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets (англ.) // Nature : journal. — 2005. — Vol. 435, no. 7041. — P. 466—469. — doi:10.1038/nature03676. — Bibcode: 2005Natur.435..466G. — PMID 15917802.
  4. ↑ 1 2 3 4 Tsiganis, K.; R. Gomes, A. Morbidelli & H. F. Levison. Origin of the orbital architecture of the giant planets of the Solar System (англ.) // Nature : journal. — 2005. — Vol. 435, no. 7041. — P. 459—461. — doi:10.1038/nature03539. — Bibcode: 2005Natur.435..459T. — PMID 15917800.
  5. ↑ 1 2 3 Morbidelli, A.; Levison, H.F.; Tsiganis, K.; Gomes, R. Chaotic capture of Jupiter's Trojan asteroids in the early Solar System (англ.) // Nature : journal. — 2005. — Vol. 435, no. 7041. — P. 462—465. — doi:10.1038/nature03540. — Bibcode: 2005Natur.435..462M. — PMID 15917801. Архивировано 31 июля 2009 года.
  6. ↑ 1 2 G. Jeffrey Taylor. Uranus, Neptune, and the Mountains of the Moon. Planetary Science Research Discoveries. Hawaii Institute of Geophysics & Planetology (21 августа 2001). Дата обращения: 1 февраля 2008. Архивировано 10 сентября 2012 года.
  7. ↑ 1 2 3 Hansen, Kathryn Orbital shuffle for early solar system. Geotimes (7 июня 2005). Дата обращения: 26 августа 2007. Архивировано 17 августа 2011 года.
  8. ↑ 1 2 3 4 5 Harold F. Levison; Alessandro Morbidelli; Crista Van Laerhoven; Gomes, R; Tsiganis, K. Origin of the Structure of the Kuiper Belt during a Dynamical Instability in the Orbits of Uranus and Neptune (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2007. — Vol. 196, no. 1. — P. 258. — doi:10.1016/j.icarus.2007.11.035. — Bibcode: 2008Icar..196..258L. — arXiv:0712.0553.
  9. ↑ T. V. Johnson, J. C. Castillo-Rogez, D. L. Matson, A. Morbidelli, J. I. Lunine. Constraints on outer Solar System early chronology. Early Solar System Impact Bombardment conference (2008). Дата обращения: 18 октября 2008. Архивировано 10 сентября 2012 года.
  10. ↑ Levison, Harold F.; Shoemaker, Eugene M.; Shoemaker, Carolyn S. Dynamical evolution of Jupiter's Trojan asteroids (англ.) // Nature. — 1997. — Vol. 385, no. 6611. — P. 42—44. — doi:10.1038/385042a0. — Bibcode: 1997Natur.385...42L.
  11. ↑ 1 2 3 4 Bottke, W. F.; Levison; Morbidelli; Tsiganis; Levison, H. F.; Morbidelli, A.; Tsiganis, K. The Collisional Evolution of Objects Captured in the Outer Asteroid Belt During the Late Heavy Bombardment (англ.) // 39th Lunar and Planetary Science Conference : journal. — 39th Lunar and Planetary Science Conference, 2008. — Vol. 39, no. LPI Contribution No. 1391. — P. 1447. — Bibcode: 2008LPI....39.1447B.
  12. ↑ William B. McKinnon. On The Possibility Of Large KBOs Being Injected Into The Outer Asteroid Belt (англ.) // Bulletin of the American Astronomical Society[англ.] : journal. — 2008. — Vol. 40. — P. 464. — Bibcode: 2008DPS....40.3803M.
  13. ↑ Turrini & Marzari, 2008, Phoebe and Saturn's irregular satellites: implications for the collisional capture scenario Архивная копия от 3 марта 2016 на Wayback Machine
  14. ↑ 1 2 3 Nesvorný, D.; Vokrouhlický, D.; Morbidelli, A. Capture of Irregular Satellits during Planetary Encounters (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 2007. — Vol. 133, no. 5. — P. 1962—1976. — doi:10.1086/512850. — Bibcode: 2007AJ....133.1962N.
  15. ↑ Vokrouhlický, David; Nesvorný, David; Levison, Harold F. Irregular Satellite Capture by Exchange Reactions (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 2008. — Vol. 136, no. 4. — P. 1463—1476. — doi:10.1088/0004-6256/136/4/1463. — Bibcode: 2008AJ....136.1463V.
  16. ↑ R. Malhotra. The Origin of Pluto's Orbit: Implications for the Solar System Beyond Neptune (англ.) // Astronomical Journal : journal. — 1995. — Vol. 110. — P. 420. — doi:10.1086/117532. — Bibcode: 1995AJ....110..420M. — arXiv:astro-ph/9504036.
  17. ↑ Hahn, Joseph M.; Renu Malhotra. Neptune's Migration into a Stirred-Up Kuiper Belt: A Detailed Comparison of Simulations to Observations (англ.) // Astronomical Journal : journal. — 2005. — Vol. 130, no. 5. — P. 2392—2414. — doi:10.1086/452638. — Bibcode: 2005AJ....130.2392H. — arXiv:astro-ph/0507319.
  18. ↑ Alessandro Morbidelli (2006). "Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs". arXiv:astro-ph/0512256. {{cite arXiv}}: |class= игнорируется (справка)
  19. ↑ Renu Malhotra. Nonlinear Resonances in the Solar System (англ.) // Physica D: Nonlinear Phenomena[англ.] : journal. — 1994. — Vol. 77. — P. 289—304. — doi:10.1016/0167-2789(94)90141-4. — Bibcode: 1994PhyD...77..289M. — arXiv:chao-dyn/9406004.

Ссылки

[править | править код]
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Модель_Ниццы&oldid=134963662