ニースモデルの遠い外縁天体の分布

ニースモデルでは外縁天体の分布を説明しきれない何者が分布を偏らせているのか。以下、機械翻訳。
ニースモデルのシナリオでの遠いカイパーベルトの構造

要約
この仕事は Brasser ＆ Morbidelli （２０１３年）のシミュレーションからニースモデル移住の結果として 据え付けられた太陽系外縁部でマイナーな天体の軌道の分配を探究します。 この惑星の移行は２９-３４AU と 配置する の間にオブジェクトの住民からカイパーベルト地域へ 微惑星円盤を四方にまきます。 ２：１の海王星共鳴から、そして外へ、分析されたテスト粒子は軌道長半径、傾斜角と離心率で 海王星以遠天体（TNO） 検出 と矛盾しない軌道の分配で外の 共鳴 に載ります、他方取り込みは最も近い 共鳴 の中にあまりにも効率的です。 ３：１の共鳴 が一緒に同じく一貫している４：１でのシミュレートされた四散するオブジェクトと共鳴を起こすオブジェクトの相対的な住民は偏芯が無くなる TNO 調査に基づいて住民を観察しました、しかし５：１の共鳴は調査結果から住民見積もりと比較してひどく人口過疎です。 まばらな位置確定が大多数の TNO 人口で予想される軌道の分配をもたらします、しかしながら５：１の共鳴での大きい観察された人口の起源は説明されないままでいます。
１．イントロダクション
海王星以遠天体（TNOs）は海王星を越えて地域を代入します、そしてそれらの形成の場所の詳細と進化の歴史はたくさんの研究の主題です。 巨大な惑星を越えて生き残っている無活動のベルトの初期の考え、初期の TNO 発見の軌道の特徴に基づいて明らかに不完全な用品（Levison およびその他。 ２００８）. 最初さえ知られています
TNO 、冥王星、は大きい離心率と軌道傾斜角を持っています； TNOs は過去にダイナミックに進化していたに違いありません（Malhotra １９９５）。 TNO 人口はダイナミックに分配とオブジェクトが大きい半主要な軸に出向いて拡張する奇行と下げを引き起こしました。 加えるに、反響する人口は全面的か、あるいはまばらな dynamical に見舞われなかったカイパーベルトのためにずっと予想以上に大きいです。 共鳴でのオブジェクトの人口過剰は太陽系外縁部（Malhotra １９９３、１９９５；ハーン＆ Malhotra ２００５；ゴメスおよびその他。に影響を与える前の dynamical 不安定性の指標です
２００５； Levison およびその他。 ２００８）.
カイパーベルトの 部分母集団 の相対的な大きさと物性は地域の進化の歴史への手がかりを持っています。 ３：２と共鳴を起こす住民が古典のカイパー地帯と比較した２：１のサイズと寒い、そしてホットな古典派の住民の相対的なサイズは dynamical 進展（例えば Malhotra １９９５；チアン＆ジョーダン２００２； Nesvorn ´ｙ 2015b）の詳細に依存します。 カイパーベルトの若干の地域が異なった物性；例えば、冷たい古典のオブジェクト、それほど興奮していない軌道傾斜角で分配を持っています、ホットな古典のオブジェクトより険しい大きさ分配を持っていてください（バーンスタインおよびその他。 ２００４）. 表面の色の
TNOs は同じくそれらの力学と関連づけられます；分配が dynamical に異なって対応する異なった色が sub-populationsです（例えば Tegler およびその他。 ２００３）. ブラウンおよびその他。 （２０１２） TNOs の表面の色が、それらの現在の場所の内にあるこれらのオブジェクトを構成して、そしてそれらの現在の軌道にそれらを外側に動かすことによって、作り出されることができたことを示唆します。 太陽系外縁部人口特徴は複雑であって、そして太陽系の形成と進展についての手がかりを提供します。
太陽系進化の受容できるモデルが TNO 人口のこれらの様相を複製するでしょう。 巨大な惑星の dynamical 不安定性が小さい体の離心率と軌道傾斜角両方を増やすことができます。そして共鳴の中に TNOs の多くを四方にまいてください（Levison およびその他。 ２００８）. 海王星の遅い移住が外へ平均運動共鳴（Malhotra １９９５）の中に TNOs を獲得するでしょう。 この遅い掃除することは際立ってそれらの pericenter 距離を変えないで攻略された TNOs の奇行をポンプを使って膨らませます。 これらの２進がいっそう激しいまばらな対話（パーカー＆ Kave laars ２０１０）によって混乱させられる可能性が高いから、 TNOs の若干の subpopulations の大きい２進法の分数は遅いか、あるいは最小の移行に有利にはたらきます。 滑らかな移住のシナリオが典型的に好みとモデルが探究されたといういっそう粒状の、そしてそれほど滑らかでない移住の可能性（ハーン＆ Malhotra ２００５； Nesvorn ´ｙ 2015b）で十分にダイナミックに興奮していない TNO 人口をもたらします。
Thommes およびその他。 （１９９９）が巨大な惑星の早い形状がダイナミックに不安定であったことを示唆しました。 モデルがそうである速い惑星の移行の早い権化が「すてきなモデル」として知られています（Tsiganis およびその他。 ２００５； Morbidelli およびその他。 ２００５；ゴメスおよびその他。 ２００５）. これらのシナリオで、（彼・それ）らの２を越えている土星と木星のような、大きい dynamical 不安定性があります：１が、天王星と海王星を四方にまいて、動き反響を意味します、そしてそれはその後、 TNOs とオールト雲を emplacing して、そして遅い激しい砲撃を起こして、小さい体を四方にまきます。
このシナリオは同じく Jovian トロイの小惑星の取り込みをもたらす（Morbidelli およびその他. ２００５）. このいっそう速い惑星のまばらなイベントは滑らかな移住モデルと比較して獲得するオブジェクトの異なった特徴をもたらします。
detections と数のシミュレーション結果が必要とする TNO の詳細な比較よく試されたシミュレーションのほかに慎重にカイパーベルトを観察する.
カイパーベルトの最近の調査が持っているいくつかが周知の発見偏見を TNO 発見に提供するために試みられます（Schwamb およびその他。 ２０１０；ペティットおよびその他。 ２０１１；アダムスおよびその他。
２０１４； Alexandersen およびその他。 ２０１６； Bannister およびその他。 ２０１６；ペティットおよびその他。 ２０１６）. これらの調査は人口モデルとの比較を容易にするために（彼・それ）らの発見偏りを特徴づけます。
この仕事は詳細に四散する、そして反響を起こす TNO 住民に対する「ニース」モデルのシナリオの特定の影響を探究します。 外の Solar の一般的な探究として
システム進化、 Brasser によってのニース移住シミュレーションからの予測された TNO 住民＆ Morbidelli （２０１３年）がペティットおよびその他から本当の TNO detections に対してテストされます。 （２０１１、２０１６）と Alexandersen およびその他。 （２０１６）。
調査と調査シミュレータからの本当の detections と性格付けの組み合わせは外部モデルを調査 detections と比較するための強力なツールを供給します。 シミュレーションとテスト粒子分類は第２節で論じられます。 調査シミュレータ debiasing 手順の説明がセクションで提供されます
３．第４節は分類と分析の結果を提出します；カイパーベルトのＢ＆Ｍモデルは、多分ニースモデルタイプのシナリオで起こる散布のプロクシとして、 ? ４５を越えてコンポーネントと resonances を四方にまいて太陽系外縁部に住むことについての合理的なジョブをします。 顕著な例外はそうである
元気でない住民がパイクおよびその他からの結果から独立しているこのシナリオで複製した５：１。 （２０１５）。
ディスカッションと結論はセクションで紹介されます
５。
２．移住モデル
Brasser ＆ Morbidelli （２０１３年）からのモデル
１が、Ｂ＆Ｍシミュレーションであると述べられて、ここで調べられます。
Ｂ＆Ｍシミュレーションがニースモデルタイプのシナリオの例であると考えられて、そして四散する、そして反響を起こす TNO 住民を産み出すことにおいてこのモデルの正確さを評価するために使われます。 TNO 比較人口はカナダ - フランス Ecliptic 飛行機調査からです（CFEPS ；ペティットおよびその他。 ２０１１、 2016) そして Alexandersen およびその他。
（２０１６）調査。 dynamical を使って観察の調査結果の外側の源からのシミュレートされたモデルが調査チームによって作られた軌道の分配モデルの有用なテストを提供します。 この仕事はＢ＆Ｍシミュレーションの「散乱円盤」部 － 海王星の向こうの、そしてオールト雲の内にあるすべての微片（＜ ３、０００の AU） － に焦点を合わせます。
Brasser ＆ Morbidelli （２０１３年）はニースモデルのフレームワークをちりぢりのディスクとオールト雲を代入して、そしてこれらの人口の相対的な大きさを決定するために使います。 これ
すてきなモデル移住が太陽系の protoplanetary ディスクの、氷大手の間の最後の遭遇の後のガスの撤去の後に dynamical 不安定性を含みます。 惑星の進展は Levison およびその他からたどります。 （２００８）「実行Ａ」が繰り返されました、そしてそれは０.３と１７.５の AU においての天王星の奇行と０.２の奇行で２７.５の AU において海王星で始まります。 天王星は外へ - AU と海王星が移動する１９ - ３１の AU オーバー - １００ Myr に移動します。 シミュレーションの終わりに、
どんなにこれが反響を起こすオブジェクトを混乱させるのを避けるシミュレーションの間に変化していないままにしておかれた、そしてすべてのオブジェクトが完成の後に再び登られたとしても、海王星は少しその本当のポジション、３０.８において３０.１の AU の代わりの AU 、を越えてあります。
もし２９ ＜ ＜ ３４が AU （海王星の最終のポジションに基づいて、これは２８.２ ＜ ＜ ３３.２に AU を再び登ります）、ｉ ＜ １つの ? とｅ ＝ ０.１５であったなら、３０,０００のテスト微片は場所にイニシャルを書く。 奇行が外の惑星の風変わりからのテスト粒子の最初の状態結果の（Levison およびその他。 ２００８）. それぞれのテスト微片が初めにユニークなポジションと速度方向を与えられました。 ちりぢりのディスクコンポーネントのために、惑星の後に移住が完了されました、３,０００の AU の向こうのすべてのテスト微片はシミュレーションから取り除かれました。 微片と巨大な惑星はさらに３.８ジルのためにスウィフト RMVS3 （Levison ＆ダンカン１９９４）と統合されました。 重要なまばらな敗北のために、１ジルと３.５ジルの後に、残っているテスト微片は十分によく試されたカイパーベルト（効果的に２７０,０００のテスト微片）を保証するために３回複製されました。 Ｂ＆Ｍモデルが終わるという散漫なディスクシミュレーションが利用された１であるという３.８のジルＢ＆Ｍの終わり州からの結果が粒子分類を含めてすべてのテスト微片のために２０ ＜ AU が、この仕事で生成されるように、利用可能な ＜ １６０から述べます： doi:10.11570/16.0009 。

図１。 粒子傾斜角ｉと離心率ｅ、軌道長半径の分配、をテストする、Ｂ＆Ｍモデルの終わり状態について. 破線は２以上のテスト微片が見いだされる resonances を特徴づけます。 打ち砕かれたものの不透明は共鳴で微片の数でうろこにしわを寄せます。
多数の内部の、そして主な古典のオブジェクトが外見上明白です。 外の古典のオブジェクトは少しより大きいｅの分離したオブジェクトに類似している反響脱落者を通して位置確定と一貫しています。 途切れがないラインは特定の pericenter の場所、３５と４０のｑを示します。 海王星は大きい暗い青いサークルによって示されます。

図２。 図１、好み、ｉと風変わり、ｅ、半主要な軸の分配、に類似している、Ｂ＆Ｍシミュレーションの終わり状態について調査シミュレータを使って偏見を持たせる. 見せられた３０,０００の微片はペティットおよびその他を使っている調査シミュレータによって「検出されました」。 （２０１１、２０１６）と Alexandersen およびその他。 （２０１６）ランダムに ＝ ０：９で一つの斜面Ｈマグニチュード分配から割り当てられたＨマグニチュードで pointings を調査してください。 この陰謀は Hg ＜ およそ直径１７０キロに ＞ に対応する８と共にただ detections だけを含みます。 TNO 調査の重要な選択効果は外見上明白です；内部の古典の、そして近い resonances はいっそう遠い住民と比較して発見することがずっとより容易です。 ひざとディボット分配は質的に類似の発見偏見を示します。