15-05-2023
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 предполагае 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.
Содержание |
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 Тсиганис[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 круговых орбитах 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, общее 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[7]. 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 соответствующей 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[8]. 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[9].
Приблизительно в 50 % начальных моделей, предложеных Тсиганисом и др., 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].
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[8]. Однако об успешности моделирования можно судить, сравнивая предсказания с результатами наблюдениями реальных объектов[8]. В настоящее время, компьютерные модели Солнечной системы, в которых начальные условия соответствуют модели Ниццы, наилучшим образом соответствуют многим особенностям наблюдаемой Солнечной системы[10].
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.
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[11]. 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[12]. 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 %[12]. Частотное распределение размеров данных объектов при моделировании находится в полном соответствии с наблюдениями[12]. 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[12]. Возможно, сюда же следует отнести и карликовую планету Цереру[13].
Любые изначально существовавшие нерегулярные спутники, захваченные с использованием известных механизмов, таких как трение или соударения от аккреционных дисков[14], «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[15]. 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[16]. 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[15]. 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[15].
Миграция внешних планет также необходима для объяснения существования и свойств внешних областей Солнечной системы[9]. 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][9] .
Некоторые объекты рассеянного диска, включая Плутон, оказались гравитационно связанными с орбитой Нептуна[17]. 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[18].
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 населения 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[19]. Объяснение формирования таких объектов продолжает оставаться нерешённой задачей[20].
Объекты, рассеянные Юпитером на высокие эллиптические орбиты, сформировали облако Оорта[9]; на них оказало меньшее воздействие миграция Нептуна[9].
Модель Ниццы.
