ニース2モデル
初期太陽系進化のモデル

ニース2モデルは、太陽系の初期進化のモデルです。ニース2モデルは、太陽系外縁部の後期不安定性が惑星間の重力衝突、外縁微惑星円盤の破壊、そして外縁惑星の新しい軌道への移動をもたらすという点で、元のニースモデルと類似しています。しかし、ニース2モデルは初期条件と後期不安定性を引き起こすメカニズムが異なります。これらの変更は、ガス円盤期における太陽系外縁部の軌道進化の解析と、外縁円盤内の微惑星間の重力相互作用をモデルに組み込んだことを反映しています

説明

ニース2モデルは、外惑星が安定した四重共鳴状態にあり、各惑星が最も近い隣の惑星と共鳴していることから始まります。[1] いくつかの潜在的な安定四重共鳴構成の一例として、木星と土星が3:2共鳴、土星と天王星が3:2共鳴、天王星と海王星が4:3共鳴であることが挙げられます。[2]冥王星サイズの天体によって重力的に攪拌される外側の微惑星円盤との相互作用により、惑星は共鳴状態を維持しながら内側に移動します。[1]この移動中に、内側の氷巨星の離心率が増加し、永年共鳴交差を引き起こします。[1]数億年後、これらの永年共鳴交差の1つで共鳴構成が不安定になります。[1]その後まもなく、元のニースモデルと同様の惑星間の重力衝突が始まります

発達

ニース2モデルは、オリジナルのニースモデルのいくつかの弱点に対処している。最初の弱点は、外惑星の初期軌道を人為的に選択することで、後期重爆撃期の時期と一致する不安定性を生み出していることである。[2] 2つ目の弱点は、不安定性の時期が微惑星円盤の内縁の位置によって敏感であることだ。[2]ニース2モデルは、ガス円盤内を周回する巨大惑星の軌道進化の調査から導き出された特定の初期条件を使用している。[1]この初期条件は、適切な状況下で発生する可能性がある。[3]不安定性の時期と微惑星円盤の内縁の位置との間に明らかな相関関係がない不安定性の引き金は、ニース2モデルに微惑星間の相互作用を組み込んだ結果である。[1]

初期条件

ニース2モデルにおける巨大惑星の初期軌道は、ガス円盤期の終わりに太陽系外縁部で予測される軌道構造に対応しています。[2] ガス円盤を周回する巨大惑星のモデルでは、惑星の質量と円盤の特性に依存した速度で中心星に向かって移動すると予測されています。複数の惑星を持つ系では、この移動により惑星の軌道が収束し、平均運動共鳴に捕らえられる可能性があります。[4] [5]木星と土星に焦点を当てた研究では、原始惑星円盤の特性に応じて、3:2または2:1の共鳴に捕らえられることが実証されています。[6] [3] [7]共鳴に捕らえられた後、木星と土星が円盤の密度分布に形成したギャップが重なり合い、内側への移動が停止または逆転する可能性があります[4] [5]天王星と海王星をモデルに順に追加すると、外側の氷巨星が捕獲され、さらに共鳴状態に入ります。その結果、内側の氷巨星は他の惑星よりも大きな離心率を持ちます。[8] その結果、四重共鳴状態にある系が形成されます。惑星の出発点の位置に応じて、いくつかの安定配置が特定されており、最終的な配置は特定のものとなります。[9]

不安定性の引き金

外惑星円盤における微惑星間の重力相互作用を考慮することで、外惑星の不安定性を引き起こす別のメカニズムが明らかになった。微惑星間の重力相互作用を考慮した数値シミュレーションにおいて、円盤と惑星間のエネルギー移動が観測された。このエネルギー移動は惑星の太陽方向への移動を促し、微惑星と惑星の衝突がない場合でも発生した。移動が進むにつれて、内側の氷巨星の離心率は増加した。一部のシミュレーションでは、四重共鳴が最終的に不安定化し、惑星間の重力衝突が生じた。この不安定性はシミュレーションの25%で観測され、その発生時期は3億年から10億年の間で変動した。微惑星円盤の内縁の位置と不安定性の発生時期または時期との間には相関関係は見られなかった。[1]

1つの惑星と1つの微惑星円盤からなるより単純なモデルを用いた詳細な調査により、エネルギー移動は外惑星帯の微惑星の離心率と惑星の軌道長半径との相互作用によるものであることが示唆された。この相互作用の結果、冥王星サイズの天体による重力撹拌によって微惑星帯の平均離心率が増加すると、惑星の軌道長半径は減少する。この相互作用は惑星の離心率に比例し、複数惑星系においては最も離心率の高い惑星に最も大きな影響を与えることがわかった。[1]

内側の氷巨星の離心率の増加は、微惑星円盤と惑星間の結合強度の変動に起因することが判明した。外側の氷巨星を共鳴捕獲しているため離心率が高い内側の氷巨星は、通常、他の惑星よりも速い速度で移動する。しかし、共鳴構造では移動速度が同期する必要があるため、内側の氷巨星は他の惑星を引きずらなければならない。内側の氷巨星の離心率の増加は、このプロセスの結果である。[1]

惑星の軌道進化の調査により、軌道の不安定化は永年共鳴交差によるものであることが明らかになった。移動中に内側の氷巨星の離心率が増加したことにより、惑星の歳差運動周波数が緩やかに変化した。これらの周波数が近づいた時に永年共鳴が発生した。内側の氷巨星の離心率はこれらの永年共鳴交差中に変動し、時には四重共鳴が破れるほど低下した。四重共鳴が破れるかどうかは、永年共鳴の強さと永年共鳴の持続時間によって決定された。[1]

不安定性メカニズムの性質上、微惑星ベルトの内縁までの距離と不安定性の発生時期との間に相関関係は見られない。微惑星円盤の内縁が近い場合、惑星の移動速度は速くなる。永年共鳴交差はより多く発生するが、それぞれの交差に要する時間は短いため、最も強い共鳴のみが四重共鳴を破ることができる。微惑星ベルトが遠い場合は逆のことが当てはまる。これらの要因の衝突の結果、不安定性の発生時期と発生時期は、微惑星ベルトの内縁までの距離とはほとんど無関係である。[1]

潜在的な問題と代替案

すべての天体間の重力相互作用を考慮した数値シミュレーションを用いた研究では、7000万年未満で動的不安定性が発生したことが明らかになりました。微惑星間の相互作用は円盤を動的に加熱し、微惑星と巨大惑星間のより早期の相互作用につながりました。この研究では計算上の制約により限られた数の微惑星が使用されており、この結果がより完全な円盤にも当てはまるかどうかはまだ不明です。[10]

5つの惑星からなる共鳴鎖の後期不安定化と海王星の長期にわたる移動の組み合わせは考えにくい。カイパーベルト天体の軌道分布を再現するには、海王星が数AUの移動を経て、惑星同士の衝突が始まる前に28AUに達する必要がある。微惑星円盤が海王星の初期軌道から2AU以内で始まった場合、この海王星の移動は起こりやすい。しかし、共鳴鎖の後期不安定化には、海王星の軌道から少なくとも4AU離れた、より遠い円盤が必要である。[11]

共鳴鎖の早期崩壊とそれに続くダスト駆動による緩やかな移動が、このギャップを埋める可能性がある。ダスト駆動は、微惑星同士の衝突によって生成された破片が衝突カスケードによって粉々に砕け散り、塵となる結果である。その後、ダストはポインティング・ロバートソン抵抗によって惑星の軌道に向かって螺旋状に移動する。このダストとの相互作用は共鳴鎖を破壊し、数億年かけて微惑星円盤に向かって移動する。[11]微惑星同士の衝突によって生成されたダストが共鳴鎖を早期に破壊する場合、ニース2モデルの不安定性メカニズムは無関係になる。

参照

参考文献

  1. ^ abcdefghijk Levison, Harold F.; Morbidelli, Alessandro; Tsiganis, Kleomenis; Nesvorný, David; Gomes, Rodney (2011). 「自己重力微惑星円盤との相互作用によって引き起こされる外惑星の後期軌道不安定性」.天文学ジャーナル. 142 (5): 152. Bibcode :2011AJ....142..152L. doi : 10.1088/0004-6256/142/5/152 .
  2. ^ abcd Morbidelli, Alessandro (2010). 「太陽系外縁部の進化に関する首尾一貫した包括的なモデル」. Comptes Rendus Physique . 11 ( 9–10 ): 651–659 . arXiv : 1010.6221 . Bibcode :2010CRPhy..11..651M. doi :10.1016/j.crhy.2010.11.001.
  3. ^ ab Zhang, H.; Zhou, J.-L. (2010). 「ガス円盤に埋め込まれた巨大惑星ペアの軌道進化について。I. 木星-土星配置」.アストロフィジカル・ジャーナル. 714 (1): 532– 548. arXiv : 1002.2201 . Bibcode :2010ApJ...714..532Z. doi :10.1088/0004-637X/714/1/532.
  4. ^ ab Masset, F.; Snellgrove, M. (2001). 「タイプII型移動の逆転：より軽い巨大原始惑星の共鳴捕捉」Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 320 (4): L55 – L59 . arXiv : astro-ph/0003421 . Bibcode :2001MNRAS.320L..55M. doi : 10.1046/j.1365-8711.2001.04159.x .
  5. ^ ab Morbidelli, Alessandro; Crida, Aurélien (2007). 「ガス状原始惑星系円盤における木星と土星のダイナミクス」Icarus . 191 (1): 158– 171. arXiv : 0704.1210 . Bibcode :2007Icar..191..158M. doi :10.1016/j.icarus.2007.04.001.
  6. ^ Pierens, A.; Nelson, RP (2008). 「原始惑星系円盤に埋め込まれた2つの惑星の共鳴トラッピングに関する制約」.天文学と天体物理学. 482 (1): 333– 340. arXiv : 0802.2033 . Bibcode :2008A&A...482..333P. doi :10.1051/0004-6361:20079062.
  7. ^ D'Angelo, G.; Marzari, F. (2012). 「進化したガス円盤における木星と土星の外向き移動」.アストロフィジカル・ジャーナル. 757 (1): 50 (23 pp.). arXiv : 1207.2737 . Bibcode :2012ApJ...757...50D. doi :10.1088/0004-637X/757/1/50.
  8. ^ モルビデリ, アレッサンドロ; ツィガニス, クレオメニス; クリダ, オーレリアン; レヴィソン, ハロルド F.; ゴメス, ロドニー (2007). 「太陽系の巨大惑星のガス状原始惑星系円盤におけるダイナミクスと現在の軌道構造との関係」.天文学ジャーナル. 134 (5): 1790– 1798. arXiv : 0706.1713 . Bibcode :2007AJ....134.1790M. doi :10.1086/521705.
  9. ^ Batygin, Konstantin; Brown, Michael E. (2010). 「太陽系の初期力学的進化：ニースモデルの初期条件の解明」.アストロフィジカル・ジャーナル. 76 (2): 1323– 1331. arXiv : 1004.5414 . Bibcode :2010ApJ...716.1323B. doi :10.1088/0004-637X/716/2/1323.
  10. ^ Reyes-Ruiz, M.; Aceves, H.; Chavez, CE (2014). 「自己重力微惑星円盤を伴う多重共鳴構成における外惑星の安定性」. The Astrophysical Journal . 804 (2): 91. arXiv : 1406.2341 . Bibcode :2015ApJ...804...91R. doi :10.1088/0004-637X/804/2/91.
  11. ^ ab Deienno, Rogerio; Morbidelli, Alessandro; Gomes, Rodney S.; Nesvorny, David (2017). 「巨大惑星の初期配置を進化から制約する：惑星不安定性のタイミングへの示唆」The Astronomical Journal . 153 (4): 153. arXiv : 1702.02094 . Bibcode :2017AJ....153..153D. doi : 10.3847/1538-3881/aa5eaa .
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