尼斯2号模型
尼斯2号模型是太阳系早期演化的模型。尼斯2号模型类似于原始尼斯模型，因为外太阳系的后期不稳定导致行星之间的引力相遇，外星子盘的破裂，以及外行星迁移到新的轨道。然而，尼斯2号模型在其初始条件和触发后期不稳定性的机制方面有所不同。这些变化反映了对气体盘阶段外太阳系轨道演化的分析，以及将外盘中星子之间的引力相互作用纳入模型。
描述
尼斯2号模型从外行星稳定的四重共振开始，每颗行星都与其最近的邻居共振[1]。几个潜在的稳定四重共振构型中的一个例子是木星和土星处于3:2共振，土星和天王星处于3:2共振，天王星和海王星处于4:3共振[2]。与被冥王星大小的物体引力搅动的外星盘的相互作用导致行星向内迁移，同时保持共振[1]。在这次迁移过程中，内部冰巨行星的离心率增加，导致长期共振交叉[1]。几亿年后，在其中一个长期共振交叉过程中，共振配置不稳定[1]。这两颗行星之间的引力相遇与最初尼斯模型中的行星相似，在此之后不久就开始了。
发展
尼斯2号模型解决了原始尼斯模型的一些弱点。第一个弱点是人为选择外行星的初始轨道，以产生与后期重轰炸期时间相匹配的不稳定性[2]。第二个弱点是不稳定性的时间对星子盘内缘位置的敏感性[2]。尼斯2号模型使用了特定的初始条件，这些条件来源于对巨行星在气盘中轨道运行的轨道演化的检查[1]，这可以在适当的情况下发生[3]。 不稳定的时间和星子盘内缘的位置之间没有明显相关性的不稳定触发，是将星子之间的相互作用纳入尼斯2号模型的结果[1]。
初始条件
尼斯2号模型中巨行星的初始轨道对应于气体盘阶段结束时外太阳系的预测轨道结构[2]。在气体盘中运行的巨行星模型预测，它们将以取决于行星质量和气体盘特征的速度向中心恒星迁移。在一个有多颗行星的系统中，这种迁移会导致行星轨道的会聚，并将其捕获为平均运动共振[4][5]。对木星和土星的研究表明，根据原行星盘的特性，它们可以在3:2或2:1的共振中被捕获[6][3][7]。在捕获到共振后，木星和土星在星盘密度分布中形成的间隙可能重叠，它们的向内迁移可能会停止或逆转[4][5]。当天王星和海王星依次被添加到模型中时，它们被捕获，与外部冰巨行星的捕获产生进一步的共振，导致内部冰巨行星的离心率高于其它行星[8]。其结果是一个四重共振的系统。已经确定了许多稳定的构型，具体的最终构型取决于行星的起始位置[9]。
不稳定触发
外盘中星子之间的引力相互作用揭示了触发外行星后期不稳定性的另一种机制。在包括星子之间引力相互作用在内的数值模拟中，观察到了星盘和行星之间的能量传递。这种能量转移导致了行星向太阳的迁移，甚至在星子和行星之间没有相遇的时候也会发生。随著迁移的进行，内部冰巨行星的离心率增加了。在一些模拟中，四重共振最终不稳定，导致行星之间的引力相遇。在25%的模拟中观察到了不稳定性，时间在3亿到10亿年之间变化。星盘内缘的位置与不稳定性的发生或时间之间没有明显的相关性[1]。
使用一个更简单的模型对一颗行星和一个星子盘进行更深入的研究表明，能量传递是由于外盘中星子的离心率和行星的半长轴之间的耦合。由于这种耦合，冥王星大小的物体通过引力搅拌驱动的星子带的平均离心率增加，导致行星的半长轴减少。研究发现，这种耦合与行星的离心率成正比，在多行星系统中，对偏心最大的行星影响最大[1]。
内部冰巨行星离心率的增加被发现是由于星盘和行星之间耦合强度的变化。内部冰巨行星由于其对外部冰巨行星的共振捕获而具有更高的离心率，通常会以比其他行星更快的速度迁移。然而，由于共振构型要求迁移同步，内部冰巨行星必须拖著其它行星前进。内部冰巨行星离心率的增加就是这个过程的结果[1]。
对行星轨道演化的研究表明，它们轨道的不稳定是由于长期的共振交叉。内部的冰巨行星在迁移过程中离心率的增加导致行星进动频率的缓慢变化。当这些频率变得相似时，就会发生长期共振。内部冰巨行星的离心率在这些长期共振穿越过程中波动，有时下降到足以导致四重共振的破裂。四重共振是否破裂取决于长期共振的强度和在长期共振中花费的时间[1]。
自然的不稳定机制是星子带内侧边缘的距离与不稳定的时间之间缺乏相关性的原因。如果星盘的内缘很近，行星的迁移速度就会更快。会发生更多的长期共振交叉，但由于在每个交叉上花费的时间较少，只有最强的才能打破四重共振。对于更远的星子带，情况正好相反。由于这些因素之间的冲突，不稳定性的发生和时间，与到星子带内边缘的距离相当无关[1]。
潜在问题和替代方案
一项包括所有物体之间引力相互作用的数值模拟研究表明，在不到7,000万年的时间里发生了动力学不稳定性。星子之间的相互作用动态加热了圆盘，并导致了星子和巨行星之间的早期相互作用。由于计算限制，这项研究使用了有限数量的星子，因此尚不清楚这一结果是否适用于更完整的圆盘[10]。
五行星共振链的后期不稳定和海王星的长时间迁移相结合的可能性不大。要再现古柏带天体的轨道分布，需要海王星经历几个天文单位的迁移，并在行星之间的相遇开始之前达到28天文单位之处。如果星子盘在海王星初始轨道的2天文单位内开始，海王星的这种迁移是可能的。然而，共振链的晚期不稳定需要一个更远的圆盘，至少比海王星轨道远过4天文单位[11]。
共振链的早期断裂，然后是缓慢的尘埃驱动迁移，可能会弥合这一差距。尘埃驱动是星子之间碰撞的结果，产生的碎片在碰撞级联中被磨成尘埃。然后，由于坡印廷-罗伯逊阻力，尘埃向行星的轨道螺旋上升。与这些尘埃的相互作用破坏了共振链，并在数亿年的时间里推动它们向星子盘迁移[11]。如果星子之间碰撞产生的尘埃过早破坏了共振链，那么尼斯2号模型的不稳定机制就变得无关紧要了。
相关条目
参考资料
- ^ 1.00 1.01 1.02 1.03 1.04 1.05 1.06 1.07 1.08 1.09 1.10 Levison, Harold F.; Morbidelli, Alessandro; Tsiganis, Kleomenis; Nesvorný, David; Gomes, Rodney. Late Orbital Instabilities in the Outer Planets Induced by Interaction with a Self-gravitating Planetesimal Disk. The Astronomical Journal. 2011, 142 (5): 152. Bibcode:2011AJ....142..152L. doi:10.1088/0004-6256/142/5/152
.
- ^ 2.0 2.1 2.2 2.3 Morbidelli, Alessandro. A coherent and comprehensive model of the evolution of the outer Solar System. Comptes Rendus Physique. 2010, 11 (9–10): 651–659. Bibcode:2010CRPhy..11..651M. arXiv:1010.6221 . doi:10.1016/j.crhy.2010.11.001.
- ^ 3.0 3.1 Zhang, H.; Zhou, J.-L. On the Orbital Evolution of a Giant Planet Pair Embedded in a Gaseous Disk. I. Jupiter-Saturn Configuration. The Astrophysical Journal. 2010, 714 (1): 532–548. Bibcode:2010ApJ...714..532Z. arXiv:1002.2201 . doi:10.1088/0004-637X/714/1/532.
- ^ 4.0 4.1 Masset, F.; Snellgrove, M. Reversing type II migration: resonance trapping of a lighter giant protoplanet. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2001, 320 (4): L55–L59. Bibcode:2001MNRAS.320L..55M. arXiv:astro-ph/0003421 . doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04159.x.
- ^ 5.0 5.1 Morbidelli, Alessandro; Crida, Aurélien. The dynamics of Jupiter and Saturn in the gaseous proto-planetary disk. Icarus. 2007, 191 (1): 158–171. Bibcode:2007Icar..191..158M. arXiv:0704.1210 . doi:10.1016/j.icarus.2007.04.001.
- ^ Pierens, A.; Nelson, R. P. Constraints on resonant–trapping for two planets embedded in a protoplanetary disc. Astronomy and Astrophysics. 2008, 482 (1): 333–340. Bibcode:2008A&A...482..333P. arXiv:0802.2033 . doi:10.1051/0004-6361:20079062.
- ^ D'Angelo, G.; Marzari, F. Outward Migration of Jupiter and Saturn in Evolved Gaseous Disks. The Astrophysical Journal. 2012, 757 (1): 50 (23 pp.). Bibcode:2012ApJ...757...50D. arXiv:1207.2737 . doi:10.1088/0004-637X/757/1/50.
- ^ Morbidelli, Alessandro; Tsiganis, Kleomenis; Crida, Aurélien; Levison, Harold F.; Gomes, Rodney. 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. 2007, 134 (5): 1790–1798. Bibcode:2007AJ....134.1790M. arXiv:0706.1713 . doi:10.1086/521705.
- ^ Batygin, Konstantin; Brown, Michael E. Early Dynamical Evolution of the Solar System: Pinning Down the Initial Conditions of the Nice Model. The Astrophysical Journal. 2010, 76 (2): 1323–1331. Bibcode:2010ApJ...716.1323B. arXiv:1004.5414 . doi:10.1088/0004-637X/716/2/1323.
- ^ Reyes-Ruiz, M.; Aceves, H.; Chavez, C. E. Stability of the Outer Planets in Multiresonant Configurations with a Self-gravitating Planetesimal Disk. The Astrophysical Journal. 2014, 804 (2): 91. Bibcode:2015ApJ...804...91R. arXiv:1406.2341 . doi:10.1088/0004-637X/804/2/91.
- ^ 11.0 11.1 Deienno, Rogerio; Morbidelli, Alessandro; Gomes, Rodney S.; Nesvorny, David. Constraining the giant planets' initial configuration from their evolution: implications for the timing of the planetary instability. The Astronomical Journal. 2017, 153 (4): 153. Bibcode:2017AJ....153..153D. arXiv:1702.02094 . doi:10.3847/1538-3881/aa5eaa .
