멋진 모델

Nice model

니스(/µniss/) 모델은 태양계의 역동적인 진화에 대한 시나리오이다.프랑스 [1][2][3]니스에 있는 코트다쥐르 천문대의 위치를 따서 명명되었다.이것은 초기 원시 행성계 원반이 소멸된 지 한참 후에, 초기 소형 구성에서 현재 위치로 거대 행성들의 이동을 제안합니다.이런 식으로, 그것은 태양계 형성의 초기 모델과는 다릅니다.이 행성 이동은 내부 태양계의 후기 중폭격, 오르트 구름의 형성, 그리고 카이퍼 벨트, 해왕성, 목성 트로이 목성과 같은 작은 태양계 물체의 집단의 존재를 포함한 역사적 사건들을 설명하기 위해 태양계의 동적 시뮬레이션에 사용됩니다. 해왕성이 지배하는 해왕성 횡단 천체

비록 이 모델은 태양계의 관측된 많은 특징들을 성공적으로 재현했지만, 아직 어떤 질적 또는 양적 예측도 성공적으로 하지 못했다.최근의 중폭격 [4]논쟁이 사라지면서, 지역사회에서 그 주장은 받아들여지지 않고 있다.이 모델은 기본 기본 역학의 본질적인 혼돈 특성으로 인해 원래 결과를 재현하는 것이 어려워지면서 더 이상의 신뢰를 잃는다.후속 연구가 니스 모형의 원래 예측과 현재의 태양계에 대한 관측(지구형 행성과 소행성의 궤도 등) 사이의 많은 차이점을 확인하면서 더 많은 문제가 드러났다.

외행성과 미행성대를 보여주는 시뮬레이션: a) 목성과 토성이 2:1 공명에 도달하기 전 초기 구성, b) [5]해왕성(진청색)과 천왕성(연청색)의 궤도 이동 후 미행성들이 내태양계로 산란됨, c)

묘사

니스 모델의 원조는 2005년 과학자들의 [5][6][7]국제 공동작업에 의해 일반 과학 저널 네이처에 발표된 세 개의 논문이다.이들 4명의 저자는 원시 태양계 원반의 가스와 먼지가 흩어진 뒤 목성, 토성, 천왕성, 해왕성 등 4개의 거대 행성(목성, 토성, 천왕성, 해왕성)이 원래 약 5.5~17천문단위(AU)의 원주 궤도에서 발견돼 현재보다 훨씬 가깝고 콤팩트하다고 주장했다.가장 바깥쪽 거대 행성의 궤도에서 약 35 au까지 지구 질량의 작은 암석과 얼음 미행성들로 이루어진 크고 밀도 높은 원반이 확장되었습니다.

니스 모델에 따르면, 행성계는 다음과 같은 방식으로 진화했다: 원반의 안쪽 가장자리에 있는 미행성들은 때때로 미행성 궤도를 바꾸는 가장 바깥쪽에 있는 거대 행성과의 중력을 통과한다.이 행성은 마주치는 대부분의 작은 얼음 물체들을 안쪽으로 흩어지게 되는데, 이는 다시 행성이 산란된 물체들과 각운동량을 교환하고 시스템의 각운동량을 보존하면서 반응하여 행성을 바깥쪽으로 이동시킨다.그리고 나서 안쪽 방향으로 휘어진 미행성들은 천왕성, 해왕성, 토성과 차례로 마주치게 되고, 각각은 같은 과정으로 바깥쪽으로 이동하게 됩니다.운동량을 교환할 때마다 발생하는 미세한 움직임에도 불구하고, 누적적으로 이러한 미행성들이 행성의 궤도를 상당한 양만큼 이동시킵니다.이 과정은 미행성들이 가장 안쪽에 있고 가장 거대한 거대 행성인 목성과 상호작용할 때까지 지속되며, 목성의 엄청난 중력은 미행성들을 매우 타원형의 궤도로 보내거나 심지어 태양계로부터 완전히 내쫓는다.반대로 목성은 약간 안쪽으로 움직인다.

낮은 궤도 조우율은 미행성들이 원반에서 손실되는 속도와 그에 상응하는 이동 속도를 좌우합니다.수억 년의 느린 점진적인 이동 후에, 가장 안쪽의 두 거대 행성인 목성과 토성은 서로의 1:2 평균 운동 공명을 교차합니다.이 공명은 궤도 이심률을 증가시켜 행성계 전체를 불안정하게 합니다.거대 행성들의 배열은 빠르고 극적으로 [8]변한다.목성은 토성을 현재 위치로 이동시키고, 이 이동은 토성과 두 얼음 거성 사이의 상호 중력 충돌을 유발하며, 이는 해왕성과 천왕성을 훨씬 더 이심스러운 궤도로 이동시킨다.그리고 나서 이 거대 얼음 행성들은 미행성 원반 속으로 돌진하여, 이전에 태양계 바깥의 안정된 궤도에서 수만 개의 미행성들을 흩뿌립니다.이 장애는 원시 원반을 거의 완전히 분산시켜 질량의 99%를 제거합니다.이 시나리오는 조밀한 해왕성 횡단 [6]인구가 없는 것을 설명하지만, 행성 이동이나 혼돈 공명 없이 토성 횡단 소행성의 동일한 고갈을 달성하는 대체 모델이 제안되었다.

니스 모형 계산의 세부 사항은 행성과 소행성 사이의 혼돈된 상호작용에 민감합니다.이러한 계산은 수치 오류, 특히 반올림 오류와 시간 이산 [9]오류에 의해 악명 높다.원래 이 모형은 미행성들 중 일부를 태양계 내부로 던져넣어 지구행성에 대한 충돌의 갑작스런 유입을 야기할 것으로 생각되었다: Late Heavy Bombradment.[5]그러나 [10]최근, 최근의 폭격이 베스타에서의 풍부함과 분화구와 일치하지 않으며, 달 결과는 분화구 연령 결정의 통계적 이상이라는 것이 입증되었다.

니스 모델을 따라, 거대 행성들은 마침내 그들의 마지막 궤도 반장축에 도달하고, 남아있는 미행성 원반과의 동적 마찰은 그들의 이심률을 감소시키고 천왕성과 해왕성의 궤도를 다시 [11]원형으로 만듭니다.

치가니스와 동료들의 초기 모델의 약 50%에서 해왕성과 천왕성도 자리를 [6]교환한다.그러나 이러한 통계는 동적으로 혼돈된 시스템의 확률로 해석될 수 없다.천왕성과 해왕성의 교환은 표면 밀도가 [1]태양으로부터 떨어져 감소하는 원반 내에서의 형성 모델과 일치하지만, 행성 질량이 원반의 밀도 프로파일을 따라야 한다는 설득력 있는 주장은 없다.

네 개의 거대 행성의 태양 거리 이동에 대한 나이스 모델 시뮬레이션 예.

태양계의 특징

태양계 역사의 시뮬레이션된 길이에 대해 서로 다른 초기 조건을 가진 태양계의 동적 모델을 실행하면 태양계에 작은 물체의 다양한 분포를 만들어냅니다.각각의 관측된 풍부함에서 다양한 물체군을 설명하기 위해서는 태양계에 대한 광범위한 초기 조건이 필요하다.초기 조건에서의 이러한 다양성은 모델을 실용적이지 못하고 의심하게 만듭니다. 왜냐하면 초기 태양계의 실현은 오직 한 가지뿐이기 때문입니다. 그것은 실현이 관찰된 풍부함에 있는 작은 물체의 모든 가족을 설명해야 한다는 것입니다.

초기 태양계의 진화 모델을 증명하는 것은 어렵다. 왜냐하면 진화를 직접 [8]관찰할 수 없기 때문이다.그러나 동적 모델의 성공 여부는 시뮬레이션의 모집단 예측과 [8]이러한 모집단의 천문학적 관측치를 비교함으로써 판단할 수 있다.현재 태양계의 구조를 설명하는 만족스러운 컴퓨터 모델은 없다.

후발 중폭격

주요 기사: Late High Bomboundment

달과 지구의 행성들에 대한 분화구 기록은 후기 중폭격의 주요 증거의 일부입니다. 즉, 태양계가 형성된 지 약 6억 년 후에 충격기의 수가 증가했습니다.니스 모형에서 얼음 미행성들은 천왕성과 해왕성에 의해 외부 원반이 붕괴될 때 행성 교차 궤도로 흩어지며 얼음 물체에 의한 급격한 충돌로 이어집니다.외부 행성의 이동은 또한 평균 운동과 영속적인 공명을 태양계 내부를 휩쓸게 한다.소행성대에서 이러한 소행성들은 소행성들의 이심률을 자극하여 지구의 행성들과 교차하는 궤도로 그들을 몰고 가서 돌로 된 물체에 의해 더 오랜 기간 동안 충돌하고 [5]질량의 약 90%를 제거한다.달에 도달하는 미행성들의 수는 LHB의 [5]분화구 기록과 일치한다.그러나 나머지 소행성의 궤도 분포는 [12]관측 결과와 일치하지 않는다.외태양계에서 목성의 위성에 대한 충격은 가니메데의 분화를 촉발시키기에 충분하지만 칼리스토의 [13]분화는 아니다.그러나 얼음 미행성들이 토성의 내위성들에 미치는 영향은 너무 커서 얼음의 [14]기화를 야기한다.

트로이 목마와 소행성대

목성과 토성이 2:1 공명을 교차한 후, 목성과 해왕성의 L, L 라그랑주 지점에4 있는 기존 트로이 목성과 L5 라그랑주 지점의 기존 트로이 목성과 토성의 공동 궤도 영역을 불안정하게 만들고 외부 미행성 원반에서 새로운 물체를 [15]포착합니다.트로이 목마 공궤도 영역의 물체는 L 및 L5 지점에4 대해 주기적으로 표류하면서 동전을 겪습니다.목성과 토성이 공명 상태에 있지 않을 때, 목성이 토성을 통과하는 위치는 그들의 근일점에 비해 천천히 순환합니다.이 순환의 기간이 트로이목마가 사서하는 기간과 공명 상태가 되면, 그들이 [7]탈출할 때까지 자유 범위가 증가할 수 있습니다.이 현상이 발생하면 트로이 목마의 공동궤도 영역은 "동적으로 열려" 있고 물체들은 탈출해서 들어갈 수 있다.원시 트로이 목마는 탈출하고 미행성 디스크로 인한 수많은 물체 중 일부가 일시적으로 트로이 [3]목마에 거주합니다.이후 목성과 토성 궤도의 분리가 증가하면 트로이 목성 지역은 "역학적으로 닫힘"이 되고 트로이 목성 지역의 미행성들은 포획되어 오늘날 [7]많은 것들이 남아 있다.포획된 트로이 목성은 거대 [3]행성과의 반복적인 조우 때문에 이전에는 이해되지 않았던 광범위한 성향을 가지고 있다.시뮬레이션된 모집단의 진동각과 이심률은 목성 트로이 [7]목성의 궤도 관측치와 일치합니다.니스 모델의 이 메커니즘도 마찬가지로 해왕성 트로이 [3]목마를 생성합니다.

목성이 안쪽으로 이동할 때 목성의 평균 운동 공명에도 많은 미행성들이 포착되었을 것이다.목성과 3:2의 공명 상태에 남아있던 것들은 힐다 가문을 형성한다.다른 물체의 이심률은 공명이 일어나는 동안 감소했고 공명이 [16]안쪽으로 이동하면서 2.6au 이상의 거리에서 외부 소행성대의 안정적인 궤도로 빠져나갔다.이렇게 포획된 물체는 충돌 침식을 겪으며 개체군을 점차적으로 작은 조각으로 분쇄하여 야르코프스키 효과로 인해 작은 물체가 불안정한 공명으로 표류하게 되고 포인팅-로버트슨 항력이 작용하여 작은 입자가 태양을 향해 표류하게 됩니다.이러한 과정으로 [17]소행성대에 심어진 원점 질량의 90% 이상이 제거되었을 수 있습니다.이 침식 후 시뮬레이션된 모집단의 크기 빈도 분포는 [17]관측치와 매우 일치합니다.이 합의는 목성 트로이 목성, 힐다스, 그리고 외부 소행성 띠에 있는 몇몇 물체들이 이러한 포획과 침식 [17]과정의 잔존 미행성임을 시사한다.왜소행성 케레스는 [18]이 과정에서 포착된 카이퍼벨트 물체일 수 있다.최근에 발견된 몇몇 D형 소행성들은 반장축이 2.5au 미만인데, 이것은 원래 [19]니스 모델에서 포착된 것보다 더 가깝다.

외부 시스템 위성

전통적인 메커니즘에 의해 포착된 불규칙 위성들의 원래 개체군(예: 강착 [20]원반으로부터의 항력이나 충돌)은 지구 시스템이 [6]불안정할 때 행성들 간의 조우 동안 손실될 것이다.니스 모형에서, 천왕성과 해왕성이 미행성 원반에 진입하여 교란시킨 후, 외행성들은 많은 미행성들과 조우합니다.이 미행성들 중 일부는 행성들 사이의 만남 동안 삼원 상호작용을 통해 이 행성들에 의해 포착됩니다.거대 얼음 행성이 미행성들을 포획할 확률은 10 [21]정도로−7 비교적 높습니다.이 새로운 위성들은 거의 모든 각도에서 포착될 수 있기 때문에 토성, 천왕성, 해왕성의 일반 위성들과는 달리 반드시 행성들의 적도면에서 궤도를 도는 것은 아니다.몇몇 불규칙한 것들은 행성들 사이에서 교환되었을 수도 있다.결과적으로 불규칙한 궤도는 관측된 모집단의 반조 축, 기울기, [21]편심도와 잘 일치합니다.포착된 위성들 간의 후속 충돌은 오늘날 [22]목격되고 있는 충돌로 의심되는 가족을 만들어냈을지도 모른다.이러한 충돌은 모집단을 현재의 크기 [23]분포로 잠식하기 위해서도 필요합니다.

해왕성의 가장 큰 위성인 트리톤은 쌍성 미행성 [24]파괴와 관련된 3체 상호작용에서 포착된 경우 설명될 수 있다.그러한 이진 교란은 [25]트리톤이 이진수에서 더 작은 구성원일 경우 더 가능성이 높을 것이다.그러나 트리톤의 포획은 가스 디스크가 상대 속도를 감소시킬 때 초기 태양계에서 더 가능성이 높으며, 일반적으로 이원 교환 반응은 많은 수의 작은 [25]불규칙성을 제공하지 않을 것이다.

목성과 다른 행성들 사이의 상호작용은 태양계의 다른 측면을 재현한 초기 니스 모형 시뮬레이션에서 목성의 불규칙한 잔상을 설명하기에 충분하지 않았다.이것은 그 행성에 두 번째 메커니즘이 작용했거나, 혹은 초기 시뮬레이션이 거대 행성들의 [21]궤도의 진화를 재현하지 않았음을 암시한다.

카이퍼 벨트 형성

태양계 최외부 [11]지역의 존재와 특성을 설명하기 위해 외부 행성들의 이동도 필요하다.원래 카이퍼 벨트는 바깥쪽 가장자리가 약 30AU로 훨씬 더 밀도가 높고 태양에 가까웠다.천왕성과 해왕성의 안쪽 가장자리는 천왕성과 해왕성이 형성되었을 때(15~20AU 범위 내) 태양에 훨씬 더 가까웠을 것이고, 반대 위치에 천왕성이 [5][11]해왕성보다 태양에서 더 멀리 떨어져 있었을 것이다.

행성들 사이의 중력 충돌은 해왕성을 미행성 원반 바깥쪽으로 흩어지게 하는데, 이심률은 약 28AU, 이심률은 0.4AU입니다.해왕성의 이심률이 높기 때문에 평균 운동 공명이 겹치고 해왕성과 2:1 평균 운동 공명 사이의 궤도가 혼란스러워집니다.이 시기에 해왕성과 미행성 원반의 가장자리 사이에 있는 물체의 궤도는 이 영역 내에서 안정적인 저편심 궤도로 바깥쪽으로 진화할 수 있습니다.해왕성의 이심률이 동적 마찰에 의해 줄어들면 그들은 이러한 궤도에 갇히게 된다.이러한 물체는 짧은 시간 동안 작은 기울기로 해왕성과 상호작용하기 때문에 동적으로 차가운 띠를 형성합니다.이후 해왕성이 낮은 이심률 궤도로 바깥쪽으로 이동하면서 바깥쪽으로 흩어진 물체는 공명 상태에 포착돼 이심률이 감소하고 고자이 메커니즘에 의해 기울기가 증가해 안정적인 고경사 궤도로 탈출할 수 있다.다른 물체들은 공명 상태에서 포착되어 플루티노와 다른 공명 집단을 형성합니다.이 두 개체군은 역동적으로 뜨겁고, 더 높은 기울기와 이심률로 인해 바깥쪽으로 흩어지며,[11] 해왕성과 더 오랜 시간 상호작용합니다.

해왕성 궤도의 이러한 진화는 공명 인구와 비공명 인구, 해왕성의 2:1 공명 외측 가장자리, 그리고 원래 미행성 원반에 비해 작은 질량을 생성한다.다른 모델에서 저경사 플루티노의 초과는 해왕성이 미행성 디스크의 원래 가장자리 너머로 3:2 공명을 남기 때문에 피할 수 있습니다.주로 외부 디스크에서 발생하는 콜드 클래식 오브젝트 및 캡처 프로세스와 같은 서로 다른 초기 위치는 이중 모달 기울기 분포와 [11]구성과의 상관관계에 대한 설명을 제공합니다.그러나 해왕성 궤도의 이러한 진화는 궤도 분포의 특징 중 일부를 설명하지 못한다.관측된 것보다 고전적인 카이퍼 벨트 천체 궤도의 평균 이심률이 더 클 것으로 예측하고(0.10–0.13 대 0.07) 더 높은 기울기를 가진 물체를 충분히 생성하지 못합니다.그것은 또한 차가운 개체군에 회색 물체의 명백한 부재를 설명할 수 없지만, 비록 색상의 차이가 전체적으로 원시 [26]조성의 차이에서가 아니라 부분적으로 표면 진화 과정에서 발생한다고 제안되었다.

니스 모델에서 예측된 가장 낮은 편심률 물체의 부족은 차가운 집단이 제자리에 형성되었음을 나타낼 수 있다.뜨거운 개체군과 차가운 개체군은 서로 다른 궤도 외에도 다른 색을 가지고 있습니다.차가운 개체군은 더운 개체군보다 두드러지게 붉은 색을 띠며, 이는 다른 [26][27]조성과 다른 지역에서 형성되었음을 시사합니다.차가운 개체군에는 [28]해왕성과의 근접한 조우에서 살아남기 어려운 느슨한 궤도를 가진 많은 수의 쌍성 물체도 포함되어 있습니다.만약 차가운 개체군이 현재 위치에서 형성되었다면, 해왕성의 이심률이 [29]작거나 해왕성과 [30]천왕성 사이의 강한 상호작용으로 인해 근일점이 빠르게 세차되어야 할 것입니다.

산란 디스크와 오르트 클라우드

해왕성에 의해 반장축이 50AU보다 큰 궤도로 산란된 물체는 산란 원반의 공명 집단을 형성하는 공명 상태에서 포착될 수 있으며, 공명 상태에서 이심률이 감소하면 해왕성이 이동하는 동안 산란 원반의 안정적인 궤도로 탈출할 수 있다.해왕성의 이심률이 크면 해왕성의 원일점은 현재 궤도를 훨씬 넘어설 수 있다.이 시기에 해왕성 근일점에 도달하거나 그보다 큰 천체는 이심률이 줄어들면 해왕성에서 떨어져 나가 산란된 [11]원반에서 안정적인 궤도를 유지할 수 있습니다.

천왕성과 해왕성에 의해 더 큰 궤도(대략 5,000AU)로 바깥쪽으로 흩어진 물체는 은하 조수에 의해 근일점이 상승하여 중간 정도의 기울기로 안쪽 오르트 구름을 형성하는 행성들의 영향에서 벗어날 수 있습니다.더 큰 궤도에 도달한 다른 별들은 등방성 경사로 외부 오르트 구름을 형성하는 근처의 별들에 의해 교란될 수 있다.목성과 토성에 의해 산란된 물체는 일반적으로 태양계에서 [31]방출된다.초기 미행성 디스크의 몇 퍼센트가 이러한 [32]저장고에 축적될 수 있습니다.

변경 사항

주요 기사: 점프-주피터 시나리오

니스 모델은 최초 발행 이후 많은 수정을 거쳤다.어떤 변화는 태양계의 형성을 더 잘 이해하는 것을 반영하는 반면, 다른 변화는 예측과 관측치 사이의 상당한 차이가 확인된 후에 이루어졌다.초기 태양계의 유체역학 모형은 거대 행성들의 궤도가 수렴하여 일련의 [33]공명으로 포획될 것임을 나타냅니다.불안정하기 전에 목성과 토성이 2:1 공명에 천천히 접근하고 그 후에 궤도를 부드럽게 분리하는 것은 또한 광범위한 세속적인 공명 때문에 태양계 내 물체의 궤도를 바꾸는 것으로 나타났다.첫 번째는 화성의 궤도가 다른 지구형 행성들의 궤도와 교차하여 태양계 내부를 불안정하게 만드는 결과를 가져올 수 있다.만약 첫 번째 행성이 회피되었다면, 두 번째 행성은 여전히 더 큰 [34]이심률로 지구 행성의 궤도를 남길 것이다.소행성 벨트의 궤도 분포도 변화하여 높은 기울기의 물체를 [12]남길 것이다.예측과 관측 사이의 다른 차이점으로는 목성에 의한 불규칙한 위성 몇 개 포착, 토성의 내위성으로부터의 얼음 증발, 카이퍼 벨트에서 포착된 높은 기울기 물체의 부족, 그리고 최근 내 소행성 벨트에서 D형 소행성의 발견 등이 있다.

니스 모형의 첫 번째 수정은 거대 행성들의 초기 위치였다.유체역학 모델을 사용하여 가스 원반 안을 공전하는 행성들의 행동을 조사한 결과, 거대 행성들이 태양 쪽으로 이동할 것이라는 사실이 밝혀졌습니다.만약 이동이 계속되었다면, 목성은 최근 발견된 뜨거운 목성이라고 알려진 외계 행성처럼 태양 가까이에서 공전하게 되었을 것이다.그러나 목성과 공명하는 토성의 포획은 이것을 방지하고, 나중에 다른 행성들을 포획하는 것은 목성과 토성의 3:2 [33]공명 상태에서 4배의 공명 구성을 낳는다.이 공명의 지연 교란을 위한 메커니즘도 제안되었다.바깥쪽 원반에서 명왕성이 질량을 가진 물체와의 중력에 의한 충돌은 궤도의 이심률을 증가시키고, 이들의 궤도의 결합을 통해 거대 행성들의 내부 이동을 야기할 것이다.이러한 내부 이동 중에 행성의 궤도의 이심률을 바꾸고 4중 공명을 방해하는 세속적인 공명이 교차될 것이다.그 후 원래의 니스 모델과 유사한 최신 불안정성이 뒤따른다.원래 니스 모형과 달리, 이러한 불안정성의 시기는 행성의 초기 궤도나 외부 행성과 미행성 원반 사이의 거리에 민감하지 않습니다.공명하는 행성 궤도와 이러한 장거리 상호작용에 의해 촉발된 늦은 불안정성의 조합을 나이스 2 [35]모델이라고 한다.

두 번째 수정은 얼음 거대 행성 중 하나가 목성과 마주쳐서 목성의 반장축이 점프하도록 하는 조건이었다.이 점프-목성 시나리오에서, 얼음 거성은 토성과 마주쳐 목성을 가로지르는 궤도로 안쪽으로 흩어지면서 토성의 궤도가 확장되고, 그 후 목성과 마주쳐 목성의 궤도가 바깥쪽으로 흩어지면서 목성의 궤도가 축소된다.이것은 부드러운 발산 이동 대신 [34]목성과 토성의 궤도를 단계적으로 분리하는 결과를 낳습니다.목성과 토성의 궤도를 단계적으로 분리함으로써 지구 행성의[34] 이심률을 증가시키고 소행성 띠에 과도한 비율의 고경사 [12]물체 대 저경사 물체를 남기는 내태양계를 가로지르는 느린 공명 현상을 피할 수 있다.이 모형에서 거대 얼음덩어리와 목성의 만남은 목성이 자체의 불규칙한 [36]위성을 획득할 수 있게 해준다.목성 트로이 목성의 반장축이 점프할 때 목성 트로이 목성이 포착되고 만약 얼음 거성이 트로이 목성을 흩뿌리는 자유점 중 하나를 통과한다면, 한 개체군은 다른 [37]개체군에 비해 고갈됩니다.소행성대를 가로지르는 공명의 속도가 빨라짐에 따라 소행성의 중심부로부터의 손실이 제한된다.후기 중폭격의 암석 충돌 요인 대부분은 대신에 거대한 행성들이 현재 위치에 도달했을 때 파괴되는 내부 확장에서 비롯되며, 나머지 부분은 헝가리 [38]소행성으로 남아 있다.일부 D형 소행성은 소행성대를 [39]통과할 때 얼음 거인과 마주치는 동안 2.5AU 이내의 안쪽 소행성대에 박혀 있다.

5개의 행성 나이스 모델

주요 기사:5개의 행성 나이스 모델

목성과 마주친 얼음 거성의 시뮬레이션에서 빈번한 분출은 데이비드 네스보른과 다른 사람들로 하여금 5개의 거대한 행성으로 이루어진 초기 태양계를 가설하게 만들었으며,[40][41] 그 중 하나는 불안정한 시기에 분출되었다.이 5개의 행성 니스 모형은 거대한 행성들이 3:2, 3:2, 2:1, 3:2의 공명 사슬을 형성하고 그 [42]위를 도는 미행성 원반과 함께 시작합니다.공명 사슬이 끊어진 후 해왕성은 행성 간 충돌이 [43]시작되기 전에 먼저 28AU에 이르는 미행성 원반 안으로 바깥쪽으로 이동합니다.이 초기 이동은 목성의 이심률을 보존할[44] 수 있도록 외부 원반의 질량을 줄이고, 이동 시작 [45]당시 20개의 지구 물질이 미행성 원반에 남아 있었다면 관측치와 일치하는 기울기 분포를 가진 카이퍼 벨트를 만듭니다.해왕성의 이심률은 불안정할 때 작게 유지될 수 있는데, 이는 해왕성이 분출된 얼음 거성과만 마주치기 때문에 냉 고전적인 벨트를 그대로 [43]보존할 수 있기 때문입니다.낮은 질량의 미행성 띠는 명왕성 질량의 물체에 의한 기울기와 이심률의 들뜸과 결합되어 토성 내부의 [46]달에 의한 얼음 손실을 크게 줄여줍니다.Nice 2 모델에서는 공명 사슬의 늦은 단절과 불안정성 전에 해왕성이 28AU로 이동하는 조합이 있을 것 같지 않다.이 [47]간격은 공명으로부터 일찍 탈출한 후 수백만 년 동안 먼지로 인한 느린 이동에 의해 메워질 수 있습니다.최근의 연구는 5개의 행성 니스 모델이 통계적으로 지구 행성의 궤도를 재현할 가능성이 적다는 것을 발견했다.이것은 지구형 행성이 형성되기 전에 불안정성이 발생했고 후기 중폭격의 [48][49]근원이 될 수 없었음을 암시하지만, 초기 불안정성의 장점은 소행성대를 [50][51]보존하기 위해 목성과 토성의 반장축에서 상당한 점프를 함으로써 감소한다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

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