Nizzai modell

A nizzai modell  a Naprendszer dinamikus fejlődésének forgatókönyve . Fejlesztését a franciaországi nizzai Côte d'Azur Obszervatóriumban kezdték el ( innen ered a neve is) [1] [2] . Ez a forgatókönyv azt feltételezi, hogy az óriásbolygók kezdeti kompakt konfigurációjukból jelenlegi helyzetükbe mozdulnak el, miután a kezdeti protoplanetáris gáznemű korong szétoszlott . Ez a különbség a Naprendszer kialakulásának korábbi modelljeihez képest. Az óriásbolygók vándorlásának mechanizmusát a Naprendszer dinamikus szimulációiban használják, hogy megmagyarázzák történetének néhány eseményét, beleértve a belső Naprendszer késői erős bombázását , az Oort-felhő kialakulását és a naprendszer olyan kis testeinek létezését, mint pl. mint a Kuiper-öv , a Neptunusz és a Jupiter trójai , valamint számos transz-neptunikus objektum, amelyek keringési rezonanciában vannak a Neptunusszal. A Naprendszer számos megfigyelt jellemzőjének sikeres magyarázata oda vezetett, hogy jelenleg ez a modell a Naprendszer korai fejlődésének legmegfelelőbb leírása [2] , bár a bolygókutatók körében nem általánosan elfogadott . Hiányosságai között szerepel a külső Naprendszerben a műholdak kialakulásának hiányos magyarázata és a Kuiper-öv egyes jellemzői.

A modellt az ötödik gázóriás hipotézisben dolgozták ki .

Leírás

A nizzai modell eredeti magja a Nature folyóiratban 2005-ben megjelent három tanulmány, amelyet egy nemzetközi tudóscsoport R. Gomez, Harold Levison, Alessandro Morbidelli és Cleomenis Tsiganis [3] [4] [5] alkotott . E publikációk szerint a Naprendszer ősgáz- és porkorongjának feloszlása ​​után kezdetben négy óriásbolygó (a Jupiter , a Szaturnusz , az Uránusz és a Neptunusz ) keringett majdnem körpályán ≈ 5,5-17 csillagászati ​​egység (AU ) távolságra. ) a Naptól, sokkal közelebb egymáshoz és a Naphoz, mint jelenleg. Az extrém óriásbolygó pályáján túl egy nagy, sűrű, kis kőből és jeges planetezimálokból álló korong volt , összesen körülbelül 35 Földbolygó tömegével, amelyek túlsó széle körülbelül 35 AU távolságra volt. pl. a Naptól.

A tudomány olyan keveset tud az Uránusz és a Neptunusz kialakulásáról, hogy Levison szerint "... az Uránusz és a Neptunusz kialakulásának lehetséges lehetőségei szinte végtelen" [6] . Feltehetően ezek a bolygók a következő módon jöttek létre. A korong belső szélén lévő planetesimálok néha gravitációs kölcsönhatásba lépnek a legkülső óriásbolygóval, ami megváltoztatja pályájukat. A bolygók a kis jeges testek nagy részét a Naprendszerbe szórják, szögimpulzusokat cserélve az általuk szétszórt tárgyakkal. Ennek eredményeként a bolygók kifelé mozognak, így a rendszer egészének szögimpulzusa változatlan marad. Ezek az objektumok ezután hasonló kölcsönhatásba lépnek a következő bolygóval, aminek következtében az Uránusz, a Neptunusz és a Szaturnusz pályája egymás után kifelé mozog [6] . Az egyes szögimpulzus-cserék elhanyagolható hatása ellenére ezek a planetezimálokkal való kölcsönhatások együttesen jelentősen megváltoztatják a bolygók pályáját. Ez a folyamat addig tart, amíg a planetezimálok közel nem érnek a Jupiterhez, a legbelső és legnagyobb tömegű óriásbolygóhoz. Vonzásának óriási ereje megnyúlt elliptikus pályákra irányítja őket, vagy akár teljesen kiűzi őket a Naprendszerből. Ennek eredményeként a Jupiter közelebb kerül a Naphoz.

Az interakciók alacsony gyakorisága határozza meg a planetezimálok korong általi elvesztésének sebességét és a megfelelő migráció sebességét. Több százmillió évnyi lassú, fokozatos mozgás után a Jupiter és a Szaturnusz, a két belső óriásbolygó 1:2 arányú keringési rezonanciába lép. Ez a rezonancia növeli pályáik excentricitását , destabilizálja az egész bolygórendszert. Az óriásbolygók elhelyezkedése gyorsan és drámai módon változni kezd [7] . A Jupiter hatására a Szaturnusz elmozdul jelenlegi helyzetébe, és ez a vándorlás a Szaturnusz és két jégóriás közötti ismétlődő gravitációs kölcsönhatáshoz kapcsolódik, aminek következtében a Neptunusz és az Uránusz sokkal nagyobb excentricitású pályára kerül. Jégóriások támadják meg a protoplanetáris anyag külső korongját, és több tízezer planetezimálist taszítanak ki a külső Naprendszer korábban stabil pályáiról. Ezek a perturbációk szinte teljesen szétszórják az eredeti lemezt: tömegének 99%-a lekerül róla. Ez a forgatókönyv megmagyarázza, hogy jelenleg nincs sűrű transzneptuniai populáció [4] . A planetezimálok egy része a belső Naprendszerbe lökődik, aminek következtében megnövekszik a szárazföldi bolygókkal való ütközéseik száma: a késői nehézbombázás [3] .

Végül az óriásbolygók pályáinak fél-főtengelyei elérik jelenlegi értéküket, és a planetezimális korong maradványaival való dinamikus súrlódás csökkenti azok excentricitását, és ismét kör alakúvá teszi az Uránusz és a Neptunusz pályáját [8] .

A Tsiganis és munkatársai által javasolt kezdeti modellek körülbelül 50%-ában a Neptunusz és az Uránusz helyet cserél a Naprendszer létrejöttétől számított körülbelül 1 milliárd évvel [4] . Ezeknek a bolygóknak a modern pályája azonban csak akkor felel meg a protoplanetáris korong tömegeinek egyenletes eloszlásának feltételezésének, és csak akkor felel meg a bolygók tömegének, ha a csere valóban megtörtént [1] .

A Naprendszer jellemzőinek előrejelzése

A Naprendszer dinamikus modellezése különböző kezdeti feltételekkel a valós életkorának megfelelő időintervallumokban lehetővé teszi több objektumcsoport megkülönböztetését. A kezdeti feltételek változása befolyásolja az egyes csoportok méretét és pályaparamétereit. A korai Naprendszer evolúciós modelljének helyességének bizonyítása nehézségekkel jár, mivel az ilyen evolúció közvetlenül nem figyelhető meg [7] . A szimuláció sikerességét azonban úgy ítélhetjük meg, ha a jóslatokat összevetjük a valós objektumok megfigyelésének eredményeivel [7] . Jelenleg a naprendszer számítógépes modelljei, amelyekben a kezdeti feltételek megfelelnek a nizzai modellnek, a legjobban illeszkednek a megfigyelt naprendszer számos jellemzőjéhez [9] .

Késői nehézbombázás

A Holdon és a földi bolygókon található kráterek vizsgálata azt sugallja, hogy 600 millió évvel a Naprendszer kialakulása után ezeknek a bolygóknak a kisebb objektumokkal való ütközésének száma megnőtt. Ezt az anomáliát " késői nehézbombázásnak " nevezik .  A nizzai modell szerint azoknak a planetezimáloknak a száma, amelyeknek a Föld-közeli űrbe kellene esniük, megfelel a Holdon jelen lévő kráterek tényleges számának.

Trójaiak és fő öv aszteroidák

A Jupiter és a Szaturnusz közötti 2:1 arányú orbitális rezonancia létrejöttével összefüggő orbitális instabilitás időszakában a vándorló óriásbolygók teljes gravitációs mezőjének gyorsan destabilizálnia kellett volna a meglévő trójai aszteroidacsoportokat az L 4 és L 5 Lagrange pontokon . Jupiter és Neptunusz [10] . Ebben az időszakban a trójai ko-orbitális régió "dinamikusan nyitott" [2] . A nizzai modell szerint a perturbált korongot elhagyó planetezimálok nagy számban haladtak át ezen a tartományon, átmenetileg meghúzódva benne. A pályainstabilitás időszakának vége után a trójai régió "dinamikusan zárttá" vált, és a benne lévő planetezimálok állandó pályára tettek szert. A modern "trójaiak" az óriásbolygók által elfogott eredeti korong planetezimáljai [5] . A modellezéssel kapott Jupiter trójaiak librációs szögének, excentricitásának és pályájának dőlésszögének paraméterei megfelelnek a valósnak [5] . A korábbi modellek nem tették lehetővé e paraméterek magyarázatát [2] .

Hasonlóképpen, e modell szerint megjelentek a Neptunusz trójai aszteroidái [2] .

Sok planetezimálnak is stabil keringési pályán kellett lennie a fő aszteroidaöv külső szélén, 2,6 AU-nál nagyobb távolságra a Naptól, a Hilda aszteroidacsalád tartományában [11] . Miután stabil pályára álltak, ezek az objektumok az egymással való ütközések következtében erodálódtak, aminek következtében kisebb darabokra váltak szét, amelyek ki voltak téve a napszélnek és a YORP-effektusnak . Ennek eredményeként Bottke és munkatársai szerint ezen a területen az eredeti objektumok számának kevesebb mint 10%-a maradt meg [11] . Ezen objektumok méreteinek gyakorisági eloszlása ​​a szimulációban teljes összhangban van a megfigyelésekkel [11] . Ez azt sugallja, hogy a Jupiter trójaiak, a Hilda család aszteroidái és a fő öv külső peremének néhány más aszteroidája, amelyek a D spektrális típushoz tartoznak, a planetezimálok eredeti korongjának maradványai [11] . Talán ide kell sorolni a Ceres törpebolygót is [12] .

A külső bolygók műholdai

Bármely, már létező szabálytalan műhold, amelyet ismert mechanizmusok, például súrlódás vagy akkréciós korongok becsapódása [13] segítségével rögzítettek, „elszakadnak” bolygóiktól a globális rendszerinstabilitás időszakában [4] . A nizzai modell szerint ebben az időszakban nagyszámú planetezimál lépett kölcsönhatásba a bolygókkal, amelyek közül néhányat három test kölcsönhatásaként kellett befogni. Annak a valószínűsége, hogy egy jégóriás elkap egy planetezimált, meglehetősen magas: körülbelül 10–7 [14] . Ezeket az új műholdakat bármilyen szögben el lehetett fogni, így a Szaturnusz, az Uránusz és a Neptunusz szokásos műholdjaival ellentétben nem mindig keringtek a bolygó egyenlítői síkja körül. A Triton, a Neptunusz legnagyobb holdjának eredete egy bináris planetoid szétesésével összefüggő három testből álló befogással is magyarázható, amelyben a Triton kevésbé masszív résztvevője volt (Cuk & Gladman 2005). A bináris rendszer ilyen felbomlása azonban nem vezethet nagyszámú kis szabálytalan műhold megjelenéséhez [15] . Lehetőség volt szabálytalan műholdak cseréjére is a bolygók között.

Az irreguláris műholdak pályájának előrejelzett jellemzői jó egyezést mutatnak a megfigyelt objektumok pályáinak félig főtengelyeivel, inklinációival és excentricitásaival, de méretük eloszlásával nem [14] . A ma megfigyelt műholdak családja a befogott műholdak ütközésének eredménye lehet.

A modellezés nem jósol elegendő mennyiségű planetezimális kölcsönhatást a Jupiterrel ahhoz, hogy megmagyarázza a szabálytalan műholdak rendszerének megfigyelt jellemzőit, ami arra utal, hogy ezen a bolygón más befogási mechanizmus létezett, vagy a modell paramétereinek felülvizsgálata szükséges [14] ] .

A Kuiper-öv kialakulása

A külső bolygók vándorlása a Naprendszer külső régióinak létezésének és tulajdonságainak magyarázatához is szükséges [8] . Kezdetben a Kuiper-öv sűrűbb volt és közelebb volt a Naphoz: külső széle körülbelül 30 AU távolságra, a belső pedig az Uránusz és a Neptunusz pályája között volt, amelyek akkor szintén közelebb voltak a Naphoz (kb. 20 AU) , az Uránusz pedig távolabb volt a Naptól, mint a Neptunusz [3] [8] .

Egyes szétszórt korongobjektumokról, köztük a Plútóról kiderült, hogy gravitációsan kötődik a Neptunusz pályájához [16] . A nizzai modell képes megmagyarázni a rezonáns pályák jelenlegi létezését a Kuiper-övben. Ahogy a Neptunusz a külső Naprendszerbe vándorolt, megközelítette a Kuiper-öv proto-objektumait, egyeseket rezonanciákba zárva, másokat kaotikus pályára küldött. Úgy gondolják, hogy a szétszórt korong objektumai a Neptunusz vándorló rezonanciáival való kölcsönhatás miatt kerültek jelenlegi pályára [17] .

A nizzai modell azonban még nem képes megmagyarázni ezen objektumok eloszlásának számos jellemzőjét. Ez megmagyarázhatja a Kuiper-öv erősen lejtős pályájú objektumai "forró populációjának" kialakulását, de nem egy "hideg populációnak" alacsony dőlésszögű pályával.

Ezek a populációtípusok nemcsak pályájukban, hanem összetételükben is különböznek egymástól: a hideg populáció észrevehetően vörösebb, mint a meleg, ami más területen való kialakulását jelzi. A Jupiter közelében forró populáció alakult ki, amely a gázóriásokkal való kölcsönhatások miatt kilökődött a külső régiókba. A hidegpopuláció viszont nagy valószínűséggel megközelítőleg ugyanazokon a területeken alakult ki, ahol most, bár lehetséges, hogy a Neptunusz vándorlása következtében „kisöpörték” [18] . Az ilyen objektumok kialakulásának magyarázata továbbra is megoldatlan probléma [19] .

Szétszórt lemez és Oort felhő

A Jupiter által magas elliptikus pályákra szórt objektumok alkották az Oort-felhőt [8] ; kevésbé érintette őket a Neptunusz vándorlása [8] .

Jegyzetek

  1. ↑ 1 2 A Naprendszer nehézségeinek megoldása egyszerű: Csak fordítsa meg az Uránusz és a Neptunusz helyzetét . Sajtóközlemény . Arizona State University (2007. december 11.). Letöltve: 2009. március 22. Az eredetiből archiválva : 2012. szeptember 10.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 Crida, A. Naprendszer kialakulása // Reviews in Modern Astronomy. - 2009. - T. 21 . - S. 3008 . - . - arXiv : 0903.3008 .
  3. ↑ 1 2 3 4 R. Gomes, H. F. Levison, K. Tsiganis, A. Morbidelli. A földi bolygók kataklizmikus késői nehézbombázási időszakának eredete  (angol)  // Nature : Journal. - 2005. - 20. évf. 435 , sz. 7041 . - P. 466-469 . - doi : 10.1038/nature03676 . — . — PMID 15917802 .
  4. ↑ 1 2 3 4 Tsiganis, K.; R. Gomes, A. Morbidelli és H. F. Levison. A Naprendszer óriásbolygóinak orbitális felépítésének eredete  (angol)  // Nature : Journal. - 2005. - 20. évf. 435 , sz. 7041 . - P. 459-461 . - doi : 10.1038/nature03539 . - . — PMID 15917800 .
  5. ↑ 1 2 3 Morbidelli, A.; Levison, H. F.; Ciganis, K.; Gomes, R. A Jupiter trójai aszteroidáinak kaotikus befogása a korai Naprendszerben  //  Nature : Journal. - 2005. - 20. évf. 435 , sz. 7041 . - P. 462-465 . - doi : 10.1038/nature03540 . - . — PMID 15917801 . Archiválva az eredetiből 2009. július 31-én.
  6. ↑ 1 2 G. Jeffrey Taylor. Uránusz, Neptunusz és a Hold hegyei . Bolygótudományi kutatás felfedezései . Hawaii Geophysics & Planetology Institute (2001. augusztus 21.). Letöltve: 2008. február 1. Archiválva az eredetiből: 2012. szeptember 10.
  7. ↑ 1 2 3 Hansen, Kathryn Orbitális keverés a korai naprendszerhez . Geotimes (2005. június 7.). Letöltve: 2007. augusztus 26. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 17..
  8. ↑ 1 2 3 4 5 Harold F. Levison; Alessandro Morbidelli; Crista Van Laerhoven; Gomes, R; Tsiganis, K. A Kuiper-öv szerkezetének eredete dinamikus instabilitás közben az Uránusz és a Neptunusz pályáján  (angolul)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2007. — 20. évf. 196. sz . 1 . — 258. o . - doi : 10.1016/j.icarus.2007.11.035 . - . - arXiv : 0712.0553 .
  9. ↑ TV Johnson, JC Castillo-Rogez, DL Matson, A. Morbidelli, JI Lunine. A külső Naprendszer korai kronológiájának korlátai . Early Solar System Impact Bombardment Conference (2008). Letöltve: 2008. október 18. Az eredetiből archiválva : 2012. szeptember 10..
  10. ↑ Levison, Harold F.; cipész, Eugene M.; Shoemaker, Carolyn S. A Jupiter trójai aszteroidáinak dinamikus evolúciója   // Természet . - 1997. - 1. évf. 385 , sz. 6611 . - P. 42-44 . - doi : 10.1038/385042a0 . - .
  11. ↑ 1 2 3 4 Bottke, WF; Levison; Morbidelli; Tsiganis; Levison, H. F.; Morbidelli, A.; Tsiganis, K. The Collisional Evolution of Objects Captured in the Outer Asteroid Bell during the Late Heavy Bombardment  //  39. Lunar and Planetary Science Conference : folyóirat. - 39. Hold- és Bolygótudományi Konferencia, 2008. - Vol. 39 , sz. LPI-hozzájárulás sz. 1391 . - 1447. o . - Iránykód .
  12. ↑ William B. McKinnon. Nagy KBO-k befecskendezésének lehetőségéről a külső aszteroidaövbe   // Az Amerikai Csillagászati ​​Társaság közleménye : folyóirat. - 2008. - Vol. 40 . - 464. o . - Iránykód .
  13. ↑ Turrini és Marzari, 2008, A Phoebe és a Szaturnusz szabálytalan műholdai: következményei az ütközési rögzítési forgatókönyvnek . Archiválva : 2016. március 3. a Wayback Machine -nél
  14. ↑ 1 2 3 Nesvorny, D.; Vokrouhlický, D.; Morbidelli, A. Szabálytalan műholdak rögzítése bolygói találkozások során  //  The Astronomical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2007. - Vol. 133. sz . 5 . - P. 1962-1976 . - doi : 10.1086/512850 . - Irányszám .
  15. ↑ Vokrouhlický, David; Nesvorny, David; Levison, Harold F. Irregular Satellite Capture by Exchange Reactions  //  The Astronomical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2008. - Vol. 136. sz . 4 . - P. 1463-1476 . - doi : 10.1088/0004-6256/136/4/1463 . - Iránykód .
  16. ↑ R. Malhotra. A Plútó keringésének eredete: A Naprendszer következményei a Neptunuszon túl  // Astronomical Journal  :  folyóirat. - 1995. - 1. évf. 110 . - 420. o . - doi : 10.1086/117532 . — Iránykód . - arXiv : astro-ph/9504036 .
  17. ↑ Hahn, Joseph M.; Renu Malhotra. A Neptunusz migrációja egy felkavart Kuiper-övbe: A szimulációk részletes összehasonlítása a megfigyelésekkel  // Astronomical Journal  :  folyóirat. - 2005. - 20. évf. 130 , sz. 5 . - P. 2392-2414 . - doi : 10.1086/452638 . - Iránykód . - arXiv : astro-ph/0507319 .
  18. ↑ Alessandro Morbidelli (2006), Az üstökösök és tározóik eredete és dinamikus fejlődése, arΧiv : astro-ph/0512256 [asztro-ph]. 
  19. ↑ Renu Malhotra. Nemlineáris rezonanciák a Naprendszerben  // Physica D: Nemlineáris  jelenségek  : folyóirat. - 1994. - 1. évf. 77 . - P. 289-304 . - doi : 10.1016/0167-2789(94)90141-4 . - . - arXiv : chao-dyn/9406004 .

Linkek

  Ugrás a Wikidata elemre  Szótárak és enciklopédiák