初期の巨大惑星の不安定性の動的証拠

グランドタックモデルの証拠はメインベルトだけでなく太陽系外縁天体の軌道にも刻まれている？以下、機械翻訳。
初期の巨大惑星の不安定性の動的証拠

（2019年12月19日に提出）
太陽系の動的構造は、巨大惑星が経験する軌道不安定の期間によって説明できます。後期の不安定性は、後期重爆撃期を説明するために最初に提案されましたが、最近の研究は初期の不安定性を支持しています。不安定性の最も可能性の高いタイミングを首尾一貫して制約するために、外側の太陽系の初期の動的進化をモデル化します。最初に、ガスディスクフェーズ中の原始惑星からの天王星と海王星の降着中の原始外側微惑星ディスクの動的な彫刻をシミュレートし、海王星と微惑星ディスクの内側の端の間の分離を決定します。木星のさまざまな移行履歴を使用してシミュレーションを実行しました。木星が10 AU以上内側に移動しない限り、不安定性は、太陽系形成の開始から1億年以内でほぼ確実に発生しました。2つの異なる可能性のある不安定性トリガーがあります。1つ目は、惑星自体によって引き起こされる不安定性であり、微惑星円盤の影響はほとんどありません。そのうち、不安定時間の中央値は４百万年。自己安定システム-惑星が微惑星のディスクがなくても安定した共鳴鎖に閉じ込められている場合-自己矛盾なく彫刻された微惑星ディスクは、それでも37-62百万年の不安定時間の中央値を持つ巨大な惑星の不安定性を引き起こします木星の移動履歴の合理的な範囲のため。最新の不安定時間を与えるシミュレーションは、15 AU以上から木星の長距離内向き移行を引き起こしたものです。しかし、これらのシミュレーションはカイパーベルトオブジェクトの傾斜を過度に興奮させ、現在の太陽系と矛盾しています。私たちは、太陽系の歴史の初期に巨大な惑星の不安定性が発生した可能性が高いという動的な理由で結論付けています。
キーワード：巨大惑星の不安定性;微惑星;惑星とディスクの相互作用;惑星、移行;太陽系の動的進化。
図1.パネル（a）および（b）は、偏心をセミメジャーの関数として表す2つのスナップショットです
木星、土星および惑星の胚のコレクション（初期（a）および最終（b））のシステムの軸
考えられているイジドロ等。 （2015a）シミュレーション。 土星を超えて3つの惑星が生成されますが、1つは
惑星の不安定性の間に放出されます（Nesvorn´y＆Morbidelli 2012）。 パネル（c）は完全な
同じシミュレーションのペリセンター（q）、半長軸（a）、およびアポセンター（Q）の進化。 黒い線
惑星に対応し、灰色の線は惑星の胚に対応します


図2. Izidoro et al。の流体力学シミュレーションによるt = 0の原始惑星系円盤プロファイル
（2015a）。 左のパネルはガスの体積密度を示し、右のパネルは表面密度を示します


図3.微惑星の軌道要素に対するガスドラッグの作用の概要。 青い実線
は、初期の偏心と傾斜がそれぞれ0度と10度に等しい最初の粒子を示しています。 赤い実線は、初期偏心度が0.2に等しい2番目の粒子と平面軌道を示しています。 時計回りに行く
左上から、軌道要素は、プロットされた半長軸、離心率、近日点および傾きです。時間の関数で。


図4.質量10＾22 kgの粒子に対するガスの動的摩擦力の影響の概要
初期偏心が異なる。 軌道は1 AUから始まり、平面軌道です。 時計回りに行く左上から、軌道要素は半長軸、離心率、マッハ数（M）および時間の関数でプロットされた係数I（M）。


図7.ケースの動的な進化を表す偏芯/半長軸プロットJup static
（表1）。 パネル（a）は、サイズが1 kmの微惑星の共追加の動的進化を表しています。および10km。
パネル（b）は、動的進化を示していますが、100 kmの微惑星サイズの同時加算についてそして1000km。 カラーボックスは、木星と土星を除く粒子の質量を表します（木星と土星の質量と微惑星のサイズを表す各ポイントのサイズ）。