ガス円盤の分散によって引き起こされた初期の太陽系の不安定性

グランドタックシナリオでメインベルトの小惑星の分布と火星の質量が少ないのを説明できるはずが、原始惑星系円盤から消散するガスとの相互作用でガス惑星が移動する説です。系外に放出されたか太陽に落ちたか不明ですが3個目の氷惑星がある場合とない場合でも現状の4大惑星の配置を説明できるようです。以下、機械翻訳。
ガス円盤の分散によって引き起こされた初期の太陽系の不安定性
2022年5月4日
太陽系の軌道構造は、巨大惑星の動的不安定性のエピソードによって形成されたと考えられている。しかし、不安定性のトリガーとタイミングは明確に確立されていません。流体力学モデリングは、太陽の気体原始惑星系円盤が存在する間に、巨大惑星が共鳴の連鎖の中でコンパクトな軌道構成に移行したことを示した。ここでは、力学シミュレーションを用いて、巨大惑星の不安定性がガス状円盤の分散によって引き起こされた可能性が高いことを示した。円盤が内側から外側に向かって蒸発すると、その内側の端が連続的に横切って広がり、各惑星の軌道を順番に動的に乱した。関連する軌道シフトは、システムの外部部分の動的圧縮を引き起こし、最終的に不安定性を引き起こした。私たちのシミュレートされたシステムの最終的な軌道は、実行可能な範囲の天体物理学的パラメータのために太陽系の軌道と一致します。したがって、巨大惑星の不安定性は、太陽系の誕生から数万年から1000万年後に天文観測によって制約されたガス状円盤が消散したときに起こった。地球型惑星の形成は、このような初期の巨大惑星の不安定化の後まで完了しなかった。成長する地球型惑星は、その摂動によって彫刻された可能性があり、地球と比較して火星の小さな質量を説明している。
太陽のガス状円盤の分散の動的な結果をモデル化しました。 ステラ
この進行した段階では、光蒸発が質量損失を支配し、ディスクが裏返しに散逸します。ディスクに埋め込まれた惑星は「両面」重力を感じますが
ディスクの内部と外部の両方からのトルク、ディスクの内側の端にある惑星のみ
それらの軌道の外部のガスと相互作用します。 これらのより大きな「一方的な」トルクの結果として、惑星
ギャップを開くための質量しきい値を下回ると、ディスクの内側のエッジで内側への移動が停止します。
ディスクの分散のために内縁自体が外側に移動した場合、惑星はその後、それに沿って外側に移動する可能性があります（方法）。 このメカニズムは「リバウンド」と呼ばれ、最初に適用されました
近接のアーキテクチャを説明するためのサブAUスケールの磁気圏空洞の文脈で
スーパーアースの惑星


図1は、
ディスクの分散。内側の円盤空洞の拡大するエッジは、すべての惑星に等しく影響を与えるわけではありません。
木星は馬蹄形の領域の周りに深いギャップを開くのに十分な大きさであるため、
対応する共回転トルクが減少し、リバウンドが抑制されます（メソッド）。木星
次に、ディスクの内側の端が通り過ぎるときに、単にキャビティに入ります。片側トルクが強い
ディスクの端がt"0.6Myrで土星に近づくと、土星の軌道を外側に拡張するのに十分です。
（図1）、木星と土星を共有共鳴から外します。土星が外側に移動するにつれて
空洞が拡大すると、外惑星の軌道間の間隔が圧縮されます。 The
この動的な圧縮により、天王星型惑星の離心率が増加します。土星は置き去りにされ、
t "0.65 Myrのとき、9AUで空洞に入ります。その間、最も内側の氷の巨大惑星はそうなります
その軌道が土星と交差し、2つの惑星が密接な重力を受けることに動的に興奮します
出会い。これは動的な不安定性を引き起こし、システムは混沌とします：3番目の天王星型惑星
は外側に散らばっていますが、最も内側の天王星型惑星は最終的に
ジュピターとの一連の緊密な出会いの後、0.85マイア。惑星の最終軌道は近くにあります
現在の太陽系の巨大惑星のもの。


拡張データ図8：太陽の分散によって引き起こされた初期の動的不安定性
原始惑星系円盤、ディスクの粘性が低いと仮定。初期のシステムは
5つの巨大惑星：木星、土星、および3つの天王星型惑星。曲線は、の軌道進化を示しています
準主軸（太い）、近日点、遠日点（細い）を含む各体。黒の破線
線は、ディスクの拡張する内部空洞のエッジを追跡します。私たちは初期の進化に従わない
ガスが豊富なディスクフェーズ全体を通して、ディスク分散の開始は任意に0.5に設定されます
シミュレーション開始後のMyr。現在の巨人の準主軸と離心率
惑星は右側に示され、近日点から遠日点まで垂直線が伸びています。 The
ディスクモデルは、ミッドプレーンの乱流強度（αt "10´4）は50回です
図1に示されている例と比較して低くなっています。その他のディスクパラメータは次のとおりです。M9
pho“ 5.5 × 10^-10 Md/yr、τd= 5.0 × 10^5 yr、およびvr= 42 AU/Myr。


図2：太陽系とのマッチングにおけるシミュレーションのサブサンプルの生き残った惑星系の測定基準。左側のシミュレーションには、リバウンド効果と
右はしませんでした。各シミュレーションは、現在の4つの巨大惑星と1つの追加の惑星から始まりました。
天王星型惑星。上部のパネルでは、巨大な惑星は最初に3：2軌道のチェーンに配置されていました
共鳴。下のパネルでは、木星と土星は2：1の共鳴状態にあり、他の隣接する
惑星のペアは3：2の共鳴状態にありました。各記号は、次の場所での特定のシミュレーションの結果を表します。
t“10Myr。色は、ガスディスクの分散開始後の不安定性のタイミングを示しています。
ピンク色のシステムは不安定になりませんでした（衝突および/または放出なし）。ダイヤモンド、サークル、および
三角形は、それぞれ5つ、4つ、および3つ以下の生存惑星を持つシステムに対応します。
矢印は、システムの初期半径方向質量濃度を示しています。太陽系はマークされています
比較のための赤い星として。から始まるさまざまなサブサンプルを示す比較可能な図
さまざまな軌道構成が拡張データ図1、2、および3として含まれています。


図3：ガスディスク分散相とガスフリーの両方での巨大惑星の動的進化
微惑星ディスクフェーズ。 初期のシステムは、2：1の共鳴を持つ4つの巨大惑星で構成されていました
（上）または2：1と3：2の共鳴を組み合わせた5つの巨大惑星（下）。 左のパネルは
準主軸、近日点、遠日点を含む各体の軌道進化。 黒い破線は、ディスクの拡張する内部空洞のエッジを追跡します。 ディスク分散の開始
シミュレーション開始後、任意に0.5Myrに設定します。 10 M‘の微惑星ディスク
上記の2つの構成では、10Myrの後に5M’が実装されます。 右側のパネルは
対応するシステムの半径方向の質量濃度（RMC）と正規化された角運動量
t "0 yr、10 Myr、および100 Myrでの赤字（AMD）、5 M'（ピンク）、10M'の微惑星ディスク
それぞれ（茶色）、および20 M'（紫色）。 太陽系は、比較のために赤い星としてマークされています。