Nice modeli - Vikipedi

Nice modeli, Güneş Sistemi'nin dinamik evrimi için önerilmiş bir senaryodur. Adını, ilk olarak 2005 yılında geliştirildiği Côte d'Azur Gözlemevinin bulunduğu Fransa'nın Nice kentinden almıştır.[1][2][3] Model temel olarak ön gezegen diskinin dağılmasından uzun bir süre sonra dev gezegenlerin ilk oluşum yapılanmasından mevcut konumlarına doğru hareket ettiğini öne sürmektedir. Bu yönüyle Güneş sisteminin oluşumuna dair öne sürülen önceki modellerden farklıdır. Bu gezegen hareketi, Güneş sisteminin dinamik simülasyonlarındaki Geç Dönem Ağır Bombardımanı, Oort bulutunun oluşumu ve Kuiper kuşağı cisimleri, Jüpiter truvaları ve Neptün ötesi cisimler de dahil olmak üzere küçük Güneş sistemi kütlelerinin ortaya çıkışı gibi tarihi olayları açıklamak için kullanılır.

Tanım[değiştir | kaynağı değiştir]

Dış gezegenleri ve gezegen kuşağını gösteren simülasyon: a) Jüpiter ve Satürn 2:1 rezonansa ulaşmadan önce erken konfigürasyon; b) Neptün (koyu mavi) ve Uranüs'ün (açık mavi) yörünge kaymasından sonra gezegenimsilerin iç Güneş sistemine saçılması; c) gezegenlerin gezegenler tarafından fırlatılmasından sonra.[4]

Nice modeli ilk olarak 2005 yılında genel bilim dergisi Nature'da Rodney Gomes, Hal Levison, Alessandro Morbidelli ve Kleomenis Tsiganis gibi bilim adamlarının uluslararası bir işbirliğiyle yayınlanan üç makalesinde öne sürülmüştür.[4][5][6] Dört yazar, bu yayınlarda ilkel Güneş Sistemi diskinin gaz ve tozunun dağılmasından sonra, dört dev gezegenin (Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün) orijinal olarak ~ 5.5 ve ~17 astronomik birim (AU) uzaklıkta olduğunu söylerler. Bu uzaklık, günümüze göre çok daha yakın aralıklı ve karmaşıktır. Toplamda yaklaşık 35 tane Dünya kütlesine sahip küçük kaya ve buz gezegenlerinden oluşan büyük, yoğun bir disk, en dıştaki dev gezegenin yörüngesinden yaklaşık 35 AU'ya kadar uzanmaktadır.

Bilim adamları, Uranüs ve Neptün'ün oluşumu hakkında o kadar az şey biliyorlar ki Levison, "Uranüs ve Neptün'ün oluşumu ile ilgili olasılıklar neredeyse sonsuzdur" diyor.[7] Bununla birlikte, bu gezegen sisteminin şu şekilde evrimleştiği ileri sürülmektedir: Diskin iç kenarındaki gezegenler, zaman zaman en dıştaki dev gezegenle yerçekimi karşılaşmalarından geçerler ve bu da gezegenlerin yörüngelerini değiştirir. Gezegenler, karşılaştıkları küçük buzlu cisimlerin çoğunu içe doğru saçarlar, saçılan nesnelerle açısal momentum alışverişinde bulunurlar, böylece gezegenler tepki olarak dışa doğru hareket eder ve sistemin açısal momentumunu korur. Bu gezegenimsiler daha sonra benzer şekilde karşılaştıkları bir sonraki gezegenden dağılırlar ve sırasıyla Uranüs, Neptün ve Satürn'ün yörüngelerini dışa doğru hareket ettirirler. Her bir momentum değişiminin üretebileceği küçük harekete rağmen, bu gezegenimsi karşılaşmalar kümülatif olarak gezegenlerin yörüngelerini önemli miktarlarda değiştirir (göç eder). Bu süreç, gezegenler, muazzam yerçekimi onları oldukça eliptik yörüngelere gönderen veya hatta onları doğrudan Güneş Sisteminden çıkaran en içteki ve en büyük dev gezegen Jüpiter ile etkileşime girene kadar devam eder. Bu, aksine, Jüpiter'in hafifçe içe doğru hareket etmesine neden olur.

Düşük yörünge karşılaşma oranı, gezegenimsilerin diskten kaybolma hızını ve buna karşılık gelen göç oranını yönetir. Yüz milyonlarca yıllık yavaş, kademeli göçten sonra, en içteki iki dev gezegen olan Jüpiter ve Satürn, karşılıklı 1:2 ortalama hareket rezonanslarını geçerler. Bu rezonans, yörünge eksantrikliklerini artırarak tüm gezegen sisteminin dengesini bozar. Dev gezegenlerin düzeni hızlı ve dramatik bir şekilde değişiyor.[8] Jüpiter, Satürn'ü şimdiki konumuna doğru kaydırır ve bu yer değiştirme, Satürn ile iki buz devi arasında, Neptün ve Uranüs'ü çok daha eksantrik yörüngelere iten karşılıklı yerçekimi karşılaşmalarına neden olur. Bu buz devleri daha sonra gezegenimsi diske girer ve on binlerce gezegenimi dış Güneş Sistemi'ndeki daha önce sabit olan yörüngelerinden saçar. Bu bozulma, ilkel diski neredeyse tamamen dağıtır ve kütlesinin %99'unu ortadan kaldırır; bu, günümüzde yoğun bir Neptün-ötesi nüfusun yokluğunu açıklayan bir senaryodur.[5] Gezegenimsilerin bazıları iç Güneş Sistemine atılarak karasal gezegenler üzerinde ani bir darbe akışı meydana getirir: Geç Ağır Bombardıman.[4]

Sonunda, dev gezegenler mevcut yörünge yarı ana eksenlerine ulaşır ve kalan gezegenimsi diskle dinamik sürtünme, eksantrikliklerini azaltır ve Uranüs ve Neptün'ün yörüngelerini tekrar dairesel hale getirir.[9]

Tsiganis ve meslektaşlarının ilk modellerinin yaklaşık %50'sinde Neptün ve Uranüs de yer değiştirir.[5] Uranüs ve Neptün'ün değişimi, yüzey yoğunluğu Güneş'ten uzaklaştıkça azalan bir diskteki oluşum modelleriyle tutarlı olacaktır; bu, gezegenlerin kütlelerinin Güneş'ten uzaklaştıkça azalması gerektiğini öngörmektedir.[1]

Örnek Dört dev gezegenin yörüngesinin göçünün Nice Modeli simülasyonu.

Güneş Sistemi Özellikleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş Sistemi tarihinin simüle edilmiş uzunluğu için farklı başlangıç koşullarıyla Güneş Sistemi'nin dinamik modellerini çalıştırmak, Güneş Sistemi içindeki çeşitli nesne popülasyonlarını üretecektir. Modelin başlangıç koşullarının değişmesine izin verildiğinden, her popülasyon az ya da çok sayıda olacak ve belirli yörünge özelliklerine sahip olacaktır. Evrim doğrudan gözlemlenemediğinden, erken Güneş Sistemi'nin evriminin bir modelini kanıtlamak zordur.[8] Bununla birlikte, herhangi bir dinamik modelin başarısı, simülasyonlardan elde edilen popülasyon tahminleri ile bu popülasyonların astronomik gözlemleri karşılaştırılarak değerlendirilebilir. Şu anda, Nice senaryosunun başlangıç koşullarıyla başlayan Güneş Sistemi'nin bilgisayar modelleri, gözlemlenen Güneş Sistemi'nin birçok yönüne en iyi şekilde uymaktadır.[10]

Geç Ağır Bombardıman[değiştir | kaynağı değiştir]

Ay'daki ve karasal gezegenlerdeki krater kayıtları, Geç Ağır Bombardımanın (LHB) ana kanıtının bir parçasıdır: Güneş Sistemi'nin oluşumundan yaklaşık 600 milyon yıl sonra çarpmaların sayısında bir artış. Nice modelinde, buzlu gezegenler, dış disk Uranüs ve Neptün tarafından bozulduğunda, buzlu nesneler tarafından keskin bir çarpma etkisine neden olduğunda gezegen geçiş yörüngelerine dağılır. Dış gezegenlerin göçü, aynı zamanda, iç Güneş Sisteminde ortalama hareket ve dünyevi rezonansların süpürülmesine neden olur. Asteroit kuşağında bunlar, asteroitlerin eksantrikliklerini harekete geçirir ve onları karasal gezegenlerinkilerle kesişen yörüngelere sürükler ve taşlı nesneler tarafından daha uzun süreli çarpmalara neden olur ve kütlesinin kabaca %90'ını kaldırır.[4] Ay'a ulaşacak gezegenlerin sayısı, LHB'deki krater kaydıyla tutarlı. Bununla birlikte, kalan asteroitlerin yörünge dağılımı gözlemlerle uyuşmuyor.[11] Dış Güneş Sistemi'nde Jüpiter'in uyduları üzerindeki etkiler Ganymede'nin farklılaşmasını tetiklemek için yeterli ancak Callisto'nun ki değil.[12] Bununla birlikte, buzlu gezegenlerin Satürn'ün iç uyduları üzerindeki etkileri aşırıdır, bu da buzlarının buharlaşmasına neden olur.[13]

Truva Atları ve Asteroit Kuşağı[değiştir | kaynağı değiştir]

Jüpiter ve Satürn 2:1 rezonansı geçtikten sonra, birleşik yerçekimi etkileri Truva ortak yörünge bölgesini istikrarsızlaştırarak Jüpiter ve Neptün'ün L 4 ve L 5 Lagrange noktalarındaki mevcut Truva gruplarının kaçmasına ve dış gezegen etkisindeki diskten yeni nesnelerin çıkmasına izin verir. yakalandı.[14] Truva ortak yörünge bölgesindeki nesneler, L4 ve L5 noktalarına göre döngüsel olarak sürüklenerek serbest bırakılır. Jüpiter ve Satürn yakın olduklarında ancak rezonans içinde olmadıklarında, Jüpiter'in Satürn'ü perihelialarına göre geçtiği yer yavaşça dolaşır. Bu dolaşımın periyodu Truva atlarının serbest bıraktığı dönemle rezonansa girerse, serbest bırakılma aralığı onlar kaçana kadar artabilir.[6] Bu gerçekleştiğinde, Truva atı ortak yörünge bölgesi "dinamik olarak açıktır" ve nesneler bölgeye hem kaçabilir hem de girebilir. İlkel Truva atları kaçar ve parçalanmış gezegenimsi diskteki sayısız nesnenin bir kısmı geçici olarak içinde yaşar.[3] Daha sonra Jüpiter ve Satürn yörüngeleri birbirinden uzaklaştığında, Truva bölgesi "dinamik olarak kapalı" hale gelir ve Truva bölgesindeki gezegenler yakalanır ve birçoğu bugün kalır. Yakalanan Truva atları, dev gezegenlerle tekrar tekrar karşılaşmaları nedeniyle daha önce anlaşılmayan çok çeşitli eğilimlere sahiptir. Simüle edilen popülasyonun serbest kalma açısı ve eksantrikliği, Jüpiter Truva atlarının yörüngelerinin gözlemleriyle de eşleşir. Nice modelinin bu mekanizması da benzer şekilde Neptün Truva atlarını üretir.

Jüpiter içe doğru göç ederken, Jüpiter'in ortalama hareket rezonanslarında çok sayıda gezegenimsi de yakalanmış olurdu. Jüpiter ile 3:2 rezonansta kalanlar Hilda ailesini oluşturur . Diğer nesnelerin eksantrikliği, bir rezonans halindeyken azaldı ve rezonanslar içe doğru hareket ettikçe , dış asteroit kuşağında 2,6 AU'dan daha büyük mesafelerde kararlı yörüngelere kaçtı. [15] Yakalanan bu nesneler daha sonra çarpışma erozyonuna uğrayacak, popülasyonu daha sonra Yarkovsky etkisi ile hareket edebilecek daha küçük parçalara ayıracak, küçük nesnelerin kararsız rezonanslara sürüklenmesine ve Poynting-Robertson sürüklenmesi daha küçük tanelerin güneşe doğru sürüklenmesine neden olacaktır. . Bottke ve meslektaşlarına göre bu işlemler, asteroit kuşağına implant edilen orijin kütlesinin %90'ından fazlasını ortadan kaldırır.[16] Bu erozyonun ardından bu simüle edilmiş popülasyonun boyut frekans dağılımı, gözlemlerle mükemmel bir uyum içindedir. Bu, Jüpiter Truvaları, Hildalar ve tüm spektral D-tipi asteroitler olan dış asteroit kuşağının bazılarının, bu yakalama ve erozyon sürecinden kalan gezegenler olduğunu göstermektedir. Cüce gezegen Ceres de bu süreçle ele geçirildiği öne sürülmüştür.[17] Yakın zamanda, orijinal Nice modelinde yakalanacak olanlardan daha yakın olan, 2.5 AU'dan daha küçük yarı ana eksenlere sahip birkaç D tipi asteroit keşfedildi.[18]

Dış Sistem Uyduları[değiştir | kaynağı değiştir]

Toplama disklerinden sürüklenme veya çarpmalar[19] gibi geleneksel mekanizmalar tarafından yakalanan düzensiz uyduların orijinal popülasyonları, küresel sistem kararsızlığı sırasında gezegenler arasındaki karşılaşmalar sırasında kaybolacaktır.[5] Nice modelinde, Uranüs ve Neptün gezegenimsi diske girip bozduktan sonra dış gezegenler çok sayıda gezegenimsi ile karşılaşır. Bu gezegenimsilerin bir kısmı, gezegenler arasındaki karşılaşmalar sırasında üç yönlü etkileşimler yoluyla bu gezegenler tarafından yakalanır. Herhangi bir gezegenin bir buz devi tarafından yakalanma olasılığı nispeten yüksektir, birkaç 10 −7 .[20] Bu yeni uydular neredeyse her açıdan yakalanabilirdi, bu nedenle Satürn, Uranüs ve Neptün'ün normal uydularından farklı olarak, gezegenlerin ekvator düzlemlerinde yörüngede dolanmaları gerekmez. Hatta bazı düzensizlikler gezegenler arasında değiş tokuş edilmiş olabilir. Ortaya çıkan düzensiz yörüngeler, gözlemlenen popülasyonların yarı ana eksenleri, eğilimleri ve eksantriklikleri ile iyi uyum sağlar. Bu ele geçirilen uydular arasındaki müteakip çarpışmalar, bugün görülen şüpheli çarpışma ailelerini yaratmış olabilir. [21] Bu çarpışmalar, popülasyonu mevcut boyut dağılımına aşındırmak için de gereklidir.[22]

Neptün'ün en büyük ayı olan Triton, ikili bir gezegenoidin bozulmasını içeren üç cisim etkileşiminde yakalanmışsa açıklanabilir.[23] Triton ikilinin daha küçük üyesi olsaydı, bu tür ikili bozulma daha olası olurdu.[24] Bununla birlikte, Triton'un yakalanması, gaz diskinin göreceli hızları azaltacağı ve ikili değişim reaksiyonlarının genel olarak çok sayıda küçük düzensizliği sağlayamayacağı erken Güneş Sistemi'nde daha olası olacaktır.

Jüpiter ve diğer gezegenler arasında, dış Güneş Sisteminin diğer yönlerini yeniden üreten ilk Nice model simülasyonlarında Jüpiter'in düzensizliklerini açıklamaya yetecek kadar etkileşim yoktu. Bu, ya o gezegen için ikinci bir mekanizmanın iş başında olduğunu ya da ilk simülasyonların dev gezegenlerin yörüngelerinin evrimini yeniden üretmediğini gösteriyor.[20]

Kuiper Kuşağının Oluşumu[değiştir | kaynağı değiştir]

Dış gezegenlerin göçü, Güneş Sistemi'nin en dış bölgelerinin varlığını ve özelliklerini açıklamak için de gereklidir.[9] Başlangıçta, Kuiper kuşağı çok daha yoğundu ve Güneş'e daha yakındı, dış kenarı yaklaşık 30 dereceydi. A.B.D. İç kenarı, oluştuklarında Güneş'e çok daha yakın olan Uranüs ve Neptün'ün yörüngelerinin hemen ötesinde olurdu (büyük olasılıkla 15-20 aralığında). AU) ve zıt konumlarda, Uranüs Güneş'ten Neptün'den daha uzakta.[4]

Gezegenler arasındaki yerçekimi karşılaşmaları, Neptün'ü yarı ana ekseni ~28 AU ve 0.4 kadar yüksek bir eksantriklik ile gezegenimsi diske doğru dağıtır. Neptün'ün yüksek eksantrikliği, ortalama hareket rezonanslarının üst üste gelmesine ve Neptün ile 2:1 ortalama hareket rezonansları arasındaki bölgede yörüngelerinin kaotik hale gelmesine neden olur. Bu zamanda Neptün ile gezegenimsi diskin kenarı arasındaki nesnelerin yörüngeleri, bu bölge içindeki sabit düşük eksantriklikli yörüngelere doğru dışa doğru gelişebilir. Neptün'ün eksantrikliği dinamik sürtünme tarafından sönümlendiğinde, bu yörüngelerde sıkışıp kalırlar. Bu nesneler, Neptün ile etkileşime girdikleri kısa süre boyunca eğimleri küçük kaldığından dinamik olarak soğuk bir kuşak oluşturur. Daha sonra, Neptün düşük eksantriklikli bir yörüngede dışa doğru göç ederken, dışa doğru saçılan nesneler rezonanslarına yakalanır ve Kozai mekanizması nedeniyle eksantriklikleri azalır ve eğimleri artar, bu da sabit daha yüksek eğimli yörüngelere kaçmalarına izin verir. Diğer nesneler rezonansta yakalanmaya devam ederek plutinoları ve diğer rezonans popülasyonlarını oluşturur. Bu iki popülasyon dinamik olarak sıcaktır, daha yüksek eğilimleri ve eksantriklikleri vardır; dışa doğru saçılmış olmaları ve bu cisimlerin Neptün ile daha uzun süre etkileşime girmeleri nedeniyle.[4]

Neptün'ün yörüngesinin bu evrimi, hem rezonanslı hem de rezonanssız popülasyonlar, Neptün'ün 2:1 rezonansında bir dış kenar ve orijinal gezegenimsi diske göre küçük bir kütle üretir. Neptün'ün dışa doğru saçılması ve 3:2 rezonansını gezegenimsi diskin orijinal kenarının ötesinde bırakması nedeniyle diğer modellerdeki düşük eğimli plütinoların fazlalığından kaçınılır. Öncelikle dış diskten kaynaklanan soğuk klasik nesneler ve yakalama süreçleri ile farklı başlangıç konumları, iki modlu eğim dağılımı ve bunun kompozisyonlarla korelasyonu için açıklamalar sunar.[9] Bununla birlikte, Neptün'ün yörüngesinin bu evrimi, yörünge dağılımının bazı özelliklerini hesaba katmaz. Klasik Kuiper kuşağı nesne yörüngelerinde gözlemlenenden daha büyük bir ortalama eksantriklik öngörür (0,10-0,13'e karşı 0,07) ve yeterince yüksek eğimli nesneler üretmez. Renk farklılıklarının tamamen ilkel kompozisyondaki farklılıklardan ziyade kısmen yüzey evrim süreçlerinden kaynaklandığı öne sürülmesine rağmen, soğuk popülasyonda gri nesnelerin görünürdeki tam yokluğunu da açıklayamaz.[25]

Nice modelinde tahmin edilen en düşük eksantrikliğe sahip nesnelerin eksikliği, soğuk popülasyonun in situ oluştuğunu gösterebilir. Farklı yörüngelere ek olarak, sıcak ve soğuk popülasyonları farklı renklere sahiptir. Soğuk popülasyon, sıcak popülasyondan belirgin şekilde daha kırmızıdır, bu da farklı bir bileşime sahip olduğunu ve farklı bir bölgede oluştuğunu gösterir.[25][26] Soğuk popülasyon aynı zamanda, Neptün ile yakın bir karşılaşmadan sağ çıkması pek olası olmayan, gevşek bağlı yörüngelere sahip çok sayıda ikili nesneyi de içerir.[27] Mevcut konumunda soğuk popülasyon oluşmuşsa, onu korumak için Neptün'ün eksantrikliğinin küçük [28] veya Uranüs ile güçlü bir etkileşim nedeniyle günberinin hızla ilerlemesi gerekir.[29]

Dağınık Disk ve Oort Bulutu[değiştir | kaynağı değiştir]

Neptün tarafından yarı ana ekseni 50 AU'dan daha büyük yörüngelere dağılan nesneler, saçılan diskin rezonans popülasyonunu oluşturan rezonanslarda yakalanabilir veya rezonans sırasında eksantriklikleri azalırsa, rezonanstan kaçarak kararlı yörüngelere geçebilirler. Neptün göç ederken dağınık disk. Neptün'ün eksantrikliği büyük olduğunda, aphelion mevcut yörüngesinin çok ötesine ulaşabilir. Şu anda Neptün'ünkine yakın veya ondan daha büyük perihelia'ya ulaşan nesneler, eksantrikliği sönümlendiğinde Neptün'den ayrılabilir ve aphelion'unu azaltarak onları dağınık diskte sabit yörüngelerde bırakır.[9]

Uranüs ve Neptün tarafından daha büyük yörüngelere (kabaca 5.000 AU) saçılan nesneler, galaktik gelgit tarafından günberilerini yükselterek, onları orta dereceli eğilimlerle iç Oort bulutunu oluşturan gezegenlerin etkisinden ayırabilir. Daha da büyük yörüngelere ulaşan diğerleri, izotropik eğimli dış Oort bulutunu oluşturan yakındaki yıldızlar tarafından bozulabilir. Jüpiter ve Satürn tarafından saçılan nesneler tipik olarak Güneş Sisteminden fırlatılır.[30] İlk gezegenimsi diskin yüzde birkaçı bu rezervuarlarda biriktirilebilir.[31]

Değişiklikler[değiştir | kaynağı değiştir]

Nice modeli, ilk yayınından bu yana bir dizi değişiklik geçirdi. Bazı değişiklikler Güneş Sistemi'nin oluşumunun daha iyi anlaşılmasını yansıtırken, diğerleri tahminleri ve gözlemleri arasında önemli farklılıklar tespit edildikten sonra yapılmıştır. Erken Güneş Sistemi'nin hidrodinamik modelleri, dev gezegenlerin yörüngelerinin birleşerek bir dizi rezonansa yakalanmalarına neden olacağını gösteriyor.[32] Jüpiter ve Satürn'ün kararsızlıktan önce 2: 1 rezonansa yavaş yaklaşması ve sonrasında yörüngelerini düzgün bir şekilde ayırmalarının, geniş kapsamlı laik rezonanslar nedeniyle iç Güneş Sistemindeki nesnelerin yörüngelerini değiştirdiği de gösterildi. İlki, Mars'ın yörüngesinin diğer karasal gezegenlerin yörüngesini geçerek iç Güneş Sistemini istikrarsızlaştırmasıyla sonuçlanabilir. İlkinden kaçınılırsa, ikincisi karasal gezegenlerin yörüngelerini daha büyük eksantrikliklerle terk edecekti.[33] Asteroit kuşağının yörünge dağılımı da, onu aşırı eğimli nesnelerle bırakarak değişecektir.[11] Tahminler ve gözlemler arasındaki diğer farklılıklar arasında Jüpiter tarafından birkaç düzensiz uydunun yakalanması, Satürn'ün iç uydularından buzun buharlaşması, Kuiper kuşağında yakalanan yüksek eğimli nesnelerin azlığı ve yakın zamanda iç gezegende D-tipi asteroitlerin keşfi yer alıyordu. asteroit kuşağı.

Nice modelinde yapılan ilk değişiklikler, dev gezegenlerin ilk konumlarıydı. Bir gaz diskinde yörüngede dönen gezegenlerin davranışlarının hidrodinamik modeller kullanılarak incelenmesi, dev gezegenlerin Güneş'e doğru göç edeceklerini ortaya koyuyor. Göç devam ederse, Jüpiter'in yakın zamanda keşfedilen sıcak Jüpiterler olarak bilinen öte gezegenler gibi Güneş'e yakın bir yörüngede dönmesine neden olacaktı. Ancak Satürn'ün Jüpiter ile rezonansta yakalanması bunu engeller ve diğer gezegenlerin daha sonra yakalanması, Jüpiter ve Satürn'ün 3:2 rezonanslarında dörtlü bir rezonans konfigürasyonu ile sonuçlanır.[32] Bu rezonansın gecikmeli olarak bozulması için bir mekanizma da önerildi. Dış diskteki Plüton kütleli nesnelerle yerçekimi karşılaşmaları, yörüngelerini karıştırarak eksantrikliklerde bir artışa ve yörüngelerinin birleşmesi yoluyla dev gezegenlerin içe göçüne neden olur. Bu içe göç sırasında, gezegenlerin yörüngelerinin eksantrikliklerini değiştiren ve dörtlü rezonansı bozan dünyevi rezonanslar geçilecekti. Bunu orijinal Nice modeline benzer bir geç kararsızlık izler. Orijinal Nice modelinden farklı olarak, bu kararsızlığın zamanlaması, gezegenlerin başlangıç yörüngelerine veya dış gezegen ile gezegenimsi disk arasındaki mesafeye duyarlı değildir. Rezonanslı gezegen yörüngelerinin kombinasyonu ve bu uzun mesafeli etkileşimlerin tetiklediği geç kararsızlık, Nice 2 modeli olarak adlandırıldı.[34]

İkinci değişiklik, buz devlerinden birinin Jüpiter ile karşılaşması ve yarı ana ekseninin sıçramasına neden olması şartıydı. Bu atlama-Jüpiter senaryosunda, bir buz devi Satürn ile karşılaşır ve içeriye doğru Jüpiter'i geçen bir yörüngeye dağılarak Satürn'ün yörüngesinin genişlemesine neden olur; sonra Jüpiter'le karşılaşır ve dışarı doğru dağılarak Jüpiter'in yörüngesinin küçülmesine neden olur. Bu, Jüpiter'in ve Satürn'ün yörüngelerinin yumuşak bir ıraksak göç yerine adım adım ayrılmasıyla sonuçlanır. Jüpiter ve Satürn'ün yörüngelerinin kademeli olarak ayrılması, karasal gezegenlerin eksantrikliklerini artıran [33] ve asteroit kuşağını aşırı yüksek-düşük-oranıyla terk eden iç güneş Sistemi boyunca laik rezonansların yavaş süpürülmesini önler eğim nesneleri.[11] Bu modelde buz devi ile Jüpiter'in karşılaşmaları, Jüpiter'in kendi düzensiz uydularını elde etmesine olanak sağlıyor.[35] Jüpiter Truvaları da bu karşılaşmaların ardından Jüpiter'in yarı ana ekseni sıçradığında yakalanır ve eğer buz devi Truvalarını saçan kurtuluş noktalarından birinden geçerse, bir popülasyon diğerine göre tükenir.[36] Asteroit kuşağı boyunca seküler rezonansların daha hızlı geçişi, asteroitlerin çekirdeğinden kaybını sınırlar. Geç Ağır Bombardımanının kayalık çarpma darbelerinin çoğu, bunun yerine dev gezegenler mevcut konumlarına ulaştığında bozulan bir iç uzantıdan kaynaklanır ve geriye kalan bir kalıntı Hungaria asteroitleri olarak kalır.[37] Bazı D-tipi asteroitler, asteroit kuşağını geçerken buz devi ile karşılaşmalar sırasında, 2.5 AU içinde, iç asteroit kuşağına gömülür.[38]

Beş Gezegenli Nice Modeli[değiştir | kaynağı değiştir]

Jüpiter ile karşılaşan buz devinin simülasyonlarındaki sık sık fırlatma, David Nesvorný ve diğerlerini, biri kararsızlık sırasında fırlatılan beş dev gezegene sahip erken bir Güneş Sistemi hipotezi kurmaya yöneltti.[39][40] Bu beş gezegenli Nice modeli 3:2, 3:2, 2:1, 3:2 rezonans zincirindeki dev gezegenlerle, onların ötesinde yörüngede dönen bir gezegenimsi diskle başlar.[41] Rezonans zincirinin kırılmasının ardından Neptün ilk olarak gezegenler arası karşılaşmalar başlamadan önce 28 AU'ya ulaşan gezegenimsi diske doğru göç eder.[42] Bu ilk göç, dış diskin kütlesini azaltarak Jüpiter'in eksantrikliğinin korunmasını sağlar [43] ve bu göç başladığında gezegenimsi diskte 20 Dünya kütlesi kalırsa gözlemlerle eşleşen bir eğim dağılımına sahip bir Kuiper kuşağı üretir.[44] Neptün'ün eksantrikliği, istikrarsızlık sırasında küçük kalabilir, çünkü yalnızca fırlatılan buz devi ile karşılaşır ve yerinde soğuk-klasik kuşağın korunmasına izin verir. Düşük kütleli gezegen kuşağı, Plüton kütleli nesneler tarafından eğimlerin ve eksantrikliklerin uyarılmasıyla birlikte Satürn'ün iç uyduları tarafından buz kaybını da önemli ölçüde azaltır.[45] Nice 2 modelinde rezonans zincirinin geç kırılması ve istikrarsızlıktan önce Neptün'ün 28 AU'ya geçişinin birleşimi olası değildir. Bu boşluk, rezonanstan erken bir kaçışın ardından birkaç milyon yıl boyunca yavaş, toz kaynaklı bir göçle kapatılabilir.[46] Yakın zamanda yapılan bir araştırma, beş gezegenli Nice modelinin karasal gezegenlerin yörüngelerini yeniden üretme olasılığının istatistiksel olarak küçük olduğunu buldu. Bu, kararsızlığın karasal gezegenlerin oluşumundan önce meydana geldiğini ve Geç Ağır Bombardımanın kaynağı olamayacağını ima etse de,[47][48] erken kararsızlığın avantajı, yarı ana eksendeki büyük sıçramalar tarafından azaltılır. asteroit kuşağını korumak için gerekli olan Jüpiter ve Satürn.[49][50]

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ a b "Solving solar system quandaries is simple: Just flip-flop the position of Uranus and Neptune". Press release. Arizona State University. 11 Aralık 2007. 28 Mart 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Mart 2009. 
  2. ^ Desch (2007). "Mass Distribution and Planet Formation in the Solar Nebula". The Astrophysical Journal. 671 (1): 878-893. doi:10.1086/522825. 
  3. ^ a b "Solar System Formation". Solar System Formation. Reviews in Modern Astronomy. 21. 2009. ss. 215-227. doi:10.1002/9783527629190.ch12. ISBN 9783527629190. 
  4. ^ a b c d e f R. Gomes (2005). "Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets" (PDF). Nature. 435 (7041): 466-9. doi:10.1038/nature03676. PMID 15917802. 1 Şubat 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 30 Haziran 2021. 
  5. ^ a b c d Tsiganis (2005). "Origin of the orbital architecture of the giant planets of the Solar System" (PDF). Nature. 435 (7041): 459-461. doi:10.1038/nature03539. PMID 15917800. 8 Eylül 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 30 Haziran 2021. 
  6. ^ a b Morbidelli (2005). "Chaotic capture of Jupiter's Trojan asteroids in the early Solar System" (PDF). Nature. 435 (7041): 462-465. doi:10.1038/nature03540. OCLC 112222497. PMID 15917801. 21 Şubat 2014 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. 
  7. ^ "Uranus, Neptune, and the Mountains of the Moon". Planetary Science Research Discoveries. Hawaii Institute of Geophysics & Planetology. 21 Ağustos 2001. 12 Mayıs 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Şubat 2008. 
  8. ^ a b "Orbital shuffle for early solar system". Geotimes. 7 Haziran 2005. 4 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Ağustos 2007. 
  9. ^ a b c d Levison (2007). "Origin of the Structure of the Kuiper Belt during a Dynamical Instability in the Orbits of Uranus and Neptune". Icarus. 196 (1): 258-273. doi:10.1016/j.icarus.2007.11.035. 
  10. ^ "Constraints on outer Solar System early chronology" (PDF). Early Solar System Impact Bombardment conference (2008). 10 Eylül 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 18 Ekim 2008. 
  11. ^ a b c Morbidelli (2010). "Evidence from the Asteroid Belt for a Violent Past Evolution of Jupiter's Orbit". The Astronomical Journal. 140 (5): 1391-1501. doi:10.1088/0004-6256/140/5/1391. 
  12. ^ "Comet impacts explain Ganymede-Callisto dichotomy". Astronomy Now. 7 Mayıs 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Aralık 2016. 
  13. ^ Nimmo (2012). "Impact-driven ice loss in outer Solar System satellites: Consequences for the Late Heavy Bombardment". Icarus. 219 (1): 508-510. doi:10.1016/j.icarus.2012.01.016. 
  14. ^ Levison, Harold F. (1997). "Dynamical evolution of Jupiter's Trojan asteroids". Nature. 385 (6611): 42-44. doi:10.1038/385042a0. 
  15. ^ Levison (2009). "Contamination of the asteroid belt by primordial trans-Neptunian objects". Nature. 460 (7253): 364-366. doi:10.1038/nature08094. PMID 19606143. 
  16. ^ Bottke (2008). "The Collisional Evolution of Objects Captured in the Outer Asteroid Belt During the Late Heavy Bombardment". 39th Lunar and Planetary Science Conference. 39 (LPI Contribution No. 1391): 1447. 
  17. ^ William B. McKinnon (2008). "On The Possibility Of Large KBOs Being Injected Into The Outer Asteroid Belt". Bulletin of the American Astronomical Society. 40: 464. 
  18. ^ DeMeo (2014). "Unexpected D-type interlopers in the inner main belt". Icarus. 229: 392-399. doi:10.1016/j.icarus.2013.11.026. 
  19. ^ Turrini & Marzari, 2008, Phoebe and Saturn's irregular satellites: implications for the collisional capture scenario 3 Mart 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  20. ^ a b Nesvorný (2007). "Capture of Irregular Satellites during Planetary Encounters". The Astronomical Journal. 133 (5): 1962-1976. doi:10.1086/512850. 
  21. ^ Nesvorný (2004). "Collisional Origin of Families of Irregular Satellites". The Astronomical Journal. 127 (3): 1768-1783. doi:10.1086/382099. 
  22. ^ Bottke (2010). "The Irregular Satellites: The Most Collisionally Evolved Populations in the Solar System". The Astronomical Journal. 139 (3): 994-1014. doi:10.1088/0004-6256/139/3/994. 
  23. ^ Agnor (2006). "Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter". Nature. 441 (7090): 192-194. doi:10.1038/nature04792. PMID 16688170. 
  24. ^ Vokrouhlický (2008). "Irregular Satellite Capture by Exchange Reactions". The Astronomical Journal. 136 (4): 1463-1476. doi:10.1088/0004-6256/136/4/1463. 
  25. ^ a b Levison (3 Nisan 2008). "Origin of the structure of the Kuiper belt during a dynamical instability in the orbits of Uranus and Neptune". Icarus. 196 (1): 258-273. doi:10.1016/j.icarus.2007.11.035. 
  26. ^ Morbidelli. "Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs". arXiv:astro-ph/0512256 $2. 
  27. ^ Lovett (2010). "Kuiper Belt may be born of collisions". Nature. doi:10.1038/news.2010.522. 
  28. ^ Wolff (2012). "Neptune on Tiptoes: Dynamical Histories that Preserve the Cold Classical Kuiper Belt". The Astrophysical Journal. 746 (2): 171. doi:10.1088/0004-637X/746/2/171. 
  29. ^ Batygin (2011). "Retention of a Primordial Cold Classical Kuiper Belt in an Instability-Driven Model of Solar System Formation". The Astrophysical Journal. 738 (1): 13. doi:10.1088/0004-637X/738/1/13. 
  30. ^ Dones (2004). "Oort cloud formation and dynamics". Comets II. 323: 153-174. 
  31. ^ Brasser (2013). "Oort cloud and Scattered Disc formation during a late dynamical instability in the Solar System". Icarus. 225 (1): 40.49. doi:10.1016/j.icarus.2013.03.012. 
  32. ^ a b Morbidelli (2007). "Dynamics of the Giant Planets of the Solar System in the Gaseous Protoplanetary Disk and Their Relationship to the Current Orbital Architecture". The Astronomical Journal. 134 (5): 1790-1798. doi:10.1086/521705. 
  33. ^ a b Brasser (2009). "Constructing the secular architecture of the solar system II: the terrestrial planets". Astronomy and Astrophysics. 507 (2): 1053-1065. doi:10.1051/0004-6361/200912878. 
  34. ^ Levison (2011). "Late Orbital Instabilities in the Outer Planets Induced by Interaction with a Self-gravitating Planetesimal Disk". The Astronomical Journal. 142 (5): 152. doi:10.1088/0004-6256/142/5/152. 
  35. ^ Nesvorný (2014). "Capture of Irregular Satellites at Jupiter". The Astrophysical Journal. 784 (1): 22. doi:10.1088/0004-637X/784/1/22. 
  36. ^ Nesvorný (2013). "Capture of Trojans by Jumping Jupiter". The Astrophysical Journal. 768 (1): 45. doi:10.1088/0004-637X/768/1/45. 
  37. ^ Bottke (2012). "An Archaean heavy bombardment from a destabilized extension of the asteroid belt". Nature. 485 (7396): 78-81. doi:10.1038/nature10967. PMID 22535245. 
  38. ^ Vokrouhlický (2016). "Capture of Trans-Neptunian Planetesimals in the Main Asteroid Belt". The Astronomical Journal. 152 (2): 39. doi:10.3847/0004-6256/152/2/39. 
  39. ^ Nesvorný (2011). "Young Solar System's Fifth Giant Planet?". The Astrophysical Journal Letters. 742 (2): L22. doi:10.1088/2041-8205/742/2/L22. 
  40. ^ Batygin (2012). "Instability-driven Dynamical Evolution Model of a Primordially Five-planet Outer Solar System". The Astrophysical Journal Letters. 744 (1): L3. doi:10.1088/2041-8205/744/1/L3. 
  41. ^ Nesvorný (2012). "Statistical Study of the Early Solar System's Instability with Four, Five, and Six Giant Planets". The Astronomical Journal. 144 (4): 17. doi:10.1088/0004-6256/144/4/117. 
  42. ^ Nesvorný (2015). "Jumping Neptune Can Explain the Kuiper Belt Kernel". The Astronomical Journal. 150 (3): 68. doi:10.1088/0004-6256/150/3/68. 
  43. ^ Nesvorný (2012). "Statistical Study of the Early Solar System's Instability with Four, Five, and Six Giant Planets". The Astronomical Journal. 144 (4): 117. doi:10.1088/0004-6256/144/4/117. 
  44. ^ Nesvorný (2015). "Evidence for Slow Migration of Neptune from the Inclination Distribution of Kuiper Belt Objects". The Astronomical Journal. 150 (3): 73. doi:10.1088/0004-6256/150/3/73. 
  45. ^ "The Impact Rate on Giant Planet Satellites During the Late Heavy Bombardment" (PDF). 44th Lunar and Planetary Science Conference (2013). 10 Mayıs 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 30 Haziran 2021. 
  46. ^ Deienno (2017). "Constraining the giant planets' initial configuration from their evolution: implications for the timing of the planetary instability". The Astronomical Journal. 153 (4): 153. doi:10.3847/1538-3881/aa5eaa. 
  47. ^ Kaib (2016). "The fragility of the terrestrial planets during a giant-planet instability". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 455 (4): 3561-3569. doi:10.1093/mnras/stv2554. 
  48. ^ "Jupiter May Have Ejected A Planet From Our Solar System". Starts With a Bang. Forbes. 28 Ocak 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Aralık 2015. 
  49. ^ Walsh (2011). "The effect of an early planetesimal-driven migration of the giant planets on terrestrial planet formation". Astronomy and Astrophysics. 526: A126. doi:10.1051/0004-6361/201015277. 
  50. ^ Toliou (2016). "Magnitude and timing of the giant planet instability: A reassessment from the perspective of the asteroid belt". Astronomy & Astrophysics. 592: A72. doi:10.1051/0004-6361/201628658. 
"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Nice_modeli&oldid=32601996" sayfasından alınmıştır