この研究のシミュレーションだと地球の2倍程度の放浪惑星で海王星以遠天体の分布の説明がつくらしいからプラネット９は想定の５分の1程度でもいいのかもしれない。以下、機械翻訳。
放浪の惑星は、遠くのカイパーベルトに住むのを助けます
概要
遠方のカイパーベルトにおけるトランスネプチューン天体 (TNO) の軌道分布
(長半径が 2:1 共鳴を超えており、おおよそ a = 50 ～ 100 au) は、太陽系外縁の力学史に制約を与えます。最近の研究は2つを示しています
この領域の顕著な特徴: 1) 海王星との遠方の平均運動共鳴にある天体の非常に大きな集団、および 2) かなり離れた集団 (海王星から大部分が切り離された非共鳴天体) の存在。 Neptune 移行モデル
惑星の移動中にいくつかの共鳴して分離したオブジェクトを埋め込むことができます
時代、しかし多くは軌道分布のさまざまな側面と一致していません。この仕事で、
GPU ベースのコードの改善されたバージョンを使用して実行されたシミュレーションを報告します。
GLISSE、シミュレーションごとに 100,000 個のテスト粒子を並行して処理しながら追跡
惑星接近遭遇。私たちは、地球質量 2 倍の放浪惑星であることを初めて証明しました。
惑星形成中に一時的に存在する惑星は、両方に豊富に住むことができます
遠く離れた共鳴と孤立した人口、驚くべきことに惑星がなくても
移行。放浪惑星との弱い遭遇が効率を大幅に向上させる方法を示します
共鳴を満たすと同時に、到達したTNOを共鳴から外します。
高い近日点。放浪惑星の永年にわたる重力の影響により、すべての長半径で観察される多数の分離した天体が同時に生成されます。これらの結果は、
追加の惑星の初期の存在は、観測された TNO 軌道構造を再現します
遠いカイパーベルトで。
キーワード: 太陽系外縁天体 (1705) — カイパーベルト (893) — 天体力学
(221)
図 1. リファレンス シミュレーションでの 100 Myr での TNO の a、q、i 分布 (オンラインでアニメーション化)
バージョン）。 初期条件は 33 < q0 < 37 au (緑の網掛け領域) です。 a、q パネルの矢印
は、散乱ディスクにおける 2 つの主要な動的効果を示しています: 水平海王星散乱 (赤)
矢印) と垂直共鳴 q リフティング (青い矢印)。 3 つのサイド パネルには、シミュレーションのヒストグラムが表示されます。
q < 38 au (グレー) および q > 38 au (青) 粒子。 シミュレーションの最後では、a の 1% = 50–100 au のみ
粒子は q > 38 au を持ち、大多数は共鳴物体であり、分離しているものはほとんどありません
オブジェクト。 重畳された実際の q > 38 au 分離オブジェクト (黒い三角形) は、見かけの集中を示しています。
共鳴近く（特にn：1およびn：2、上部にラベル付け）。
図 2. 100 Myr の重力の影響下にあるテスト粒子の a、q、i の分布とヒストグラム
2 M⊕ ローグ (初期 ar = 300 au、qr = 40 au、および ir = 20◦
) と 4 つの巨大な惑星。 オンラインアニメ化
バージョンは進化全体を示しています。 パーティクルは、絶えず進化するダイナミクスに基づいて色分けされています
q = 38 auの赤い破線の上にあるクラス。 放浪惑星の存在で、共鳴する人口
(黄色) は、参照シミュレーションの 3 倍になりました。 切り離されたオブジェクト (青) が作成されます
高qのものは共鳴の近くに集中しています（
上）。 強い共鳴での枯渇は、q < 38 au 散乱ディスク (灰色) に見られます。
レゾナントqリフティングの効率を高めます。
図 3. リファレンス シミュレーションからの 4:1 共鳴付近の最初の 2 つの粒子の動的進化
(左) とローグ プラネット シミュレーション (右)。 上から下へ、両方のプロットの左軸は長半径です。
軸 (a)、4:1 共鳴角 (ϕ4:1)、近日点 (q)、および近日点の偏角 (ω)。 右軸は
ローグエンカウンターの近さ（赤い「x」で示される）と傾向（I）。 ならず者不在の香西
メカニズム (90° または 270° の周りに ω で表される)
) は、共鳴粒子の近日点を上げることができます。
しかし、共鳴からの自発的なデカップリングはほとんどありません。 それに比べて、放浪惑星は
粒子を共鳴に押し込むことと、高いqで追い出すことの両方によって、人口を切り離しました。
図 4. a、q、i の分離 (灰色の点)、シミュレートされた検出 (赤い十字)、および
real q > 38 au 分離オブジェクト (黒い三角形)。 固有のサンプルは放浪惑星によって作成され、
4 Gyr に侵食された (初期 q0 < 35 au の粒子のみがこのプロットに含まれる)。これに基づいて、
シミュレートされた検出は、OSSOS サーベイ シミュレーターを使用して描画されます。 間のまともな対応
シミュレートされた赤と切り離された赤は、3 つの累積ヒストグラムで見つけることができます。 の有効な証拠
rogue は、観測された TNO ディストリビューションを作成できます。
図 5. 冷たい古典の軌道励起
からの 100 Myr の摂動後のカイパー ベルト
a、q、i がおよそ 300 au、40 au と 20◦の放浪惑星、
緑色の点は初期条件を示し、赤/青の点は、粒子の最終値を示します。
それぞれ 43 au よりも小さい/大きい a0 で始まりました。 初期 e0 = 10^−3 および ifree < 0.2 から
◦
、
a0 > 43 au のコールド メイン ベルトが残っている
e と i が低い。 a0 < 43 au 永年共鳴の場合
(g8 と s8) e と i の両方をポンピングした後、粒子
海王星交差に沿って a のすべての値に分散する
行 (灰色の破線)。 を使用してシミュレーションを繰り返す
リバウンド (Rein & Liu 2012) も同じ興奮を生み出します。 したがって、放浪惑星は容認できないほど
TNOが現在持っているコールドベルトを励起する
e と i のさらに高い値。
5. ディスカッション
悪党であることを初めて証明した
惑星形成中に〜100 Myr存在する惑星は、遠く離れた両方の惑星を豊富に作り出すことができます
共鳴的で孤立した集団。これは、海王星の共鳴 (Kozai メカニズムが近日点を持ち上げる) と弱い放浪惑星の遭遇 (ここで、放浪惑星 は共鳴を提供し、高い q でオブジェクトを切り離します)。議論に値する点がいくつかあります。
コールド クラシカル ベルト。地球規模の惑星の一時的な存在に関する潜在的な懸念は、動的な可能性です。
多くの場合、冷たい古典的なベルトを加熱する
その場で形成され、興奮しないと考えられている
太陽系の時代。観測されたe および i 励起の制限は、海王星の力学史を制約する (Batygin et al. 2011; Dawson & Murray-Clay 2012;Nesvorn´y & Vokrouhlick´y 2016)、
コールドベルト自体で形成された惑星の欠如 (Morbidelli et al. 2002)。放浪惑星は持っている必要があります
ar '50 auの数百万年の住居でさえ興奮するので、早期に大規模に散らばりました
コールドベルト。放浪惑星が到達したら
数百au、それが滞在する平均時間
クラシック ベルト ドロップ
3/2
(式 2)、コールド ベルトの励起を大幅に削減します。確認しました
これは、
10,000 個のオブジェクトを配置するコールド クラシック ベルト
初期 e0 = 10^−3 かつ ifree < 0.2
◦
(黄ら。2022) a0 = 42 au から 47 au まで統合
秒で同じ放浪惑星と。 3.
放浪惑星はこのコールド ベルトを継続的に横断します5
100のため
Myr、その重力は驚くほどほとんど励起を誘発しません: 冷たい TNO の大部分は維持されます。
e < 0.05 かつ ifree < 1
◦
（図5）。結論としてラージ放浪惑星は容認できないほど興奮させない
コールドベルト。オールト クラウド ビルディング。の期間
放浪惑星の存在は時代と一致する
その中でオールトの雲が作られる（ダンカンは原理的にはそうかもしれないが、
100 au の地球規模の放浪惑星がオールトの創造を強く妨害する
クラウド、ローラーら。 (2017) は、250 ～
太陽系の全年齢で 750 au の範囲は、オールト雲の注入効率を低下させる
わずか '2 倍です。オールトの効率
雲の注入とその質量は十分です
不確実 (Portegies Zwart et al. 2021)
一時的に明らかな問題はありません
私たちが想像するような放浪惑星の存在。
太陽の誕生環境。放浪惑星の
数百auの非常に偏心した軌道
近くの恒星フライバイの影響を受ける可能性があります
太陽の誕生環境で起こっています。
私たちの太陽は
pc3 あたり 1000 ～ 3000 個の星のクラスターで生まれた可能性が高い
、
絶滅した放射性核種と、極度に分離した TNO が表すという仮定に基づいています。
セドナによる、誕生クラスター環境で生成する必要がある (Portegies Zwart 2009; Adams2010;ファルツナー 2013)。問題はどのように
太陽はすぐにこの誕生星団を出ました。もしも
太陽は長い間残っていました。
オールトの雲を保持する際の問題 (egs.Morbidelli & Levison 2004;ノードランダーら。2017)。さらに、Batygin による最近の研究では、
ら。 (2020) 私たちの数密度加重クラスター居住の上限を計算します
2 × 10^4 Myr/pc3 の太陽
、冷たい古典的なベルトの非励起傾斜分布に基づく。これは、太陽が約 15 Myr 未満でその誕生星団を出たに違いないことを意味します。
1400スター/pc3
見積もり (Batygin & Brown
2021年）。同様の早期終了引数は、次のように与えられます。
ブラッサー等。 (2006) および Pfalzner (2013)、両方
うち 5 Myr の住居を示唆しています。タイムスケール
放浪惑星が数百auに達するのは
この〜10 Myrの期間に匹敵し、私たちは
したがって、100 マイアの生存タイムスケールを考えてください
放浪惑星は問題ありません。さらに、
放浪惑星の存在は、他の方法を直接提供します
セドノイドを説明する太陽の誕生星団よりも
(Gladman & Chan 2006)、
「通過する星でセドナを作る必要性」
制約 (Adams 2010 の図 7; Pfalzner 2013;
Brasser & Schwamb 2015) を太陽の誕生環境で。
既存の惑星。自然の100 Myr放浪惑星を分散させるための排出時間スケール (Gladman & Chan 2006) は、典型的な時間スケールを設定します。
私たちは、必要な切り離されたものを生成するのを見てきました
50〜100 au領域の共鳴集団。
放浪惑星の近日点が
(不特定のプロセスによって) 非常に大きなサイズに持ち上げられた
q、それは今日、太陽系の外側にとどまり、50-100 au 領域にほとんど影響を与えない可能性があります。
放浪惑星がまだ常駐しているシナリオ (シェパード& トルヒーヨ 2016;バティギン等。 2019) はおそらく、その惑星が低 q 軌道にあることから始まったと考えられます。
ある期間; Tr、mr、およびar (式 2) 一方、qr < 100 au は、不思議なqrの前に、私たちが研究しているのと同じ効果
リフト。しかし、最近の調査（シャンクマンら。 2017;ネーピア等。 2021;バーナルディネッリら。 2022) 固有のクラスタリングをサポートしていません。
私たちは、「今はなくなった」放浪惑星なシナリオがより多くのナチュラル。
海王星の移動。一般に、海王星はこの時期に外側に移動したと考えられています。
惑星形成と円盤分散の時代(Nesvorn´y 2018 によるレビュー)。 「粒状」
移行モデル (セクション 2 を参照) は、
準惑星との遭遇により、海王星の長半径がジャンプする（したがって、すべての共鳴が発生する）と、切り離されたTNOが作成されます。もしも
ジャンプは共鳴に匹敵するようになります
サイズ (>0.1 au など) になると、一部の粒子が突然共鳴しなくなります。の最終段階
遅い正味外向きの粒子の粗い移行により、共鳴の太陽側の「座礁した」粒子の非対称性 (Kaib & Sheppard
2016; Nesvorn'y等。 2016)。これについての観測証拠が増えています (Lawler et al.を修正した後
Dark Energy Survey 選択機能のエラー (Bernardinelli との共同作業、2022 年の私信)、q > 38 au を組み合わせました
これらの2つの研究からのサンプルと、各共鳴のすぐ先の分離数が同等である二項確率
太陽側のものは 1% 未満のままです。
分離に関しては、悪党を見つけます
惑星のシナリオでは、同等の数値が得られます
切り離されたTNOの。ローグが「粗い」TNOジャンプを生成し、粗い移行が共鳴をジャンプするという見方をすれば、これはそれほど驚くべきことではありません。私たちの場合、式。 (3)の
Δa は遭遇距離の範囲によって設定される
粗い移行モデルでは、仮定された質量スペクトルがありますが、ローグの質量
海王星に遭遇した物体の数（ある範囲でフライバイ距離の）。おそらくその後、
ローグの排出には、適度に大規模な散乱ディスクがまだあります。その浸食の間に、海王星の最終的な小さな外側への移動が起こります。
発生する。これにより、取り残された TNO が共鳴のハイサイドと継続
太陽側にTNOを「ポイ捨て」し、単独での移行と非常によく似た結果。
私たちの研究のユニークな結果は、シミュレーションの最終的な軌道分布を既知の OSSOS と厳密に比較しました
TNO、および優れた合意を見つける（ボードイン
ら。 2022 年、PSJ に提出)、40,000 の独立した TNO の人口推定値が得られます。
直径 >100 km、数値は
Nesvorn'y等。 (2016) 推定人口、
厳密な軌道比較に必要な情報がありませんでした。さらに、
この期間中のローグは、セドナのような大きなqオブジェクトの生産を同時に可能にします
(グラッドマン & チャン 2006)。
私たちは、両方のプロセスが私たちの
冥王星と氷の巨大なスケールの間のオブジェクトが存在したのは自然なことだからです。
ディスク分散中。ローグの存在は、別のメカニズムを導入して、多くの
遠くのカイパーベルトに見られる特徴。私達
ならず者と移住はどちらも、惑星建設の過程で予想される結果であると信じています。導出に導入される不確実性
パラメータ (移行期間やシステム内の他の物体の質量スペクトル)
両方を組み込んだ将来のモデルは避けられないようです。
放浪の惑星は、遠くのカイパーベルトに住むのを助けます
概要
遠方のカイパーベルトにおけるトランスネプチューン天体 (TNO) の軌道分布
(長半径が 2:1 共鳴を超えており、おおよそ a = 50 ～ 100 au) は、太陽系外縁の力学史に制約を与えます。最近の研究は2つを示しています
この領域の顕著な特徴: 1) 海王星との遠方の平均運動共鳴にある天体の非常に大きな集団、および 2) かなり離れた集団 (海王星から大部分が切り離された非共鳴天体) の存在。 Neptune 移行モデル
惑星の移動中にいくつかの共鳴して分離したオブジェクトを埋め込むことができます
時代、しかし多くは軌道分布のさまざまな側面と一致していません。この仕事で、
GPU ベースのコードの改善されたバージョンを使用して実行されたシミュレーションを報告します。
GLISSE、シミュレーションごとに 100,000 個のテスト粒子を並行して処理しながら追跡
惑星接近遭遇。私たちは、地球質量 2 倍の放浪惑星であることを初めて証明しました。
惑星形成中に一時的に存在する惑星は、両方に豊富に住むことができます
遠く離れた共鳴と孤立した人口、驚くべきことに惑星がなくても
移行。放浪惑星との弱い遭遇が効率を大幅に向上させる方法を示します
共鳴を満たすと同時に、到達したTNOを共鳴から外します。
高い近日点。放浪惑星の永年にわたる重力の影響により、すべての長半径で観察される多数の分離した天体が同時に生成されます。これらの結果は、
追加の惑星の初期の存在は、観測された TNO 軌道構造を再現します
遠いカイパーベルトで。
キーワード: 太陽系外縁天体 (1705) — カイパーベルト (893) — 天体力学
(221)
図 1. リファレンス シミュレーションでの 100 Myr での TNO の a、q、i 分布 (オンラインでアニメーション化)
バージョン）。 初期条件は 33 < q0 < 37 au (緑の網掛け領域) です。 a、q パネルの矢印
は、散乱ディスクにおける 2 つの主要な動的効果を示しています: 水平海王星散乱 (赤)
矢印) と垂直共鳴 q リフティング (青い矢印)。 3 つのサイド パネルには、シミュレーションのヒストグラムが表示されます。
q < 38 au (グレー) および q > 38 au (青) 粒子。 シミュレーションの最後では、a の 1% = 50–100 au のみ
粒子は q > 38 au を持ち、大多数は共鳴物体であり、分離しているものはほとんどありません
オブジェクト。 重畳された実際の q > 38 au 分離オブジェクト (黒い三角形) は、見かけの集中を示しています。
共鳴近く（特にn：1およびn：2、上部にラベル付け）。
図 2. 100 Myr の重力の影響下にあるテスト粒子の a、q、i の分布とヒストグラム
2 M⊕ ローグ (初期 ar = 300 au、qr = 40 au、および ir = 20◦
) と 4 つの巨大な惑星。 オンラインアニメ化
バージョンは進化全体を示しています。 パーティクルは、絶えず進化するダイナミクスに基づいて色分けされています
q = 38 auの赤い破線の上にあるクラス。 放浪惑星の存在で、共鳴する人口
(黄色) は、参照シミュレーションの 3 倍になりました。 切り離されたオブジェクト (青) が作成されます
高qのものは共鳴の近くに集中しています（
上）。 強い共鳴での枯渇は、q < 38 au 散乱ディスク (灰色) に見られます。
レゾナントqリフティングの効率を高めます。
図 3. リファレンス シミュレーションからの 4:1 共鳴付近の最初の 2 つの粒子の動的進化
(左) とローグ プラネット シミュレーション (右)。 上から下へ、両方のプロットの左軸は長半径です。
軸 (a)、4:1 共鳴角 (ϕ4:1)、近日点 (q)、および近日点の偏角 (ω)。 右軸は
ローグエンカウンターの近さ（赤い「x」で示される）と傾向（I）。 ならず者不在の香西
メカニズム (90° または 270° の周りに ω で表される)
) は、共鳴粒子の近日点を上げることができます。
しかし、共鳴からの自発的なデカップリングはほとんどありません。 それに比べて、放浪惑星は
粒子を共鳴に押し込むことと、高いqで追い出すことの両方によって、人口を切り離しました。
図 4. a、q、i の分離 (灰色の点)、シミュレートされた検出 (赤い十字)、および
real q > 38 au 分離オブジェクト (黒い三角形)。 固有のサンプルは放浪惑星によって作成され、
4 Gyr に侵食された (初期 q0 < 35 au の粒子のみがこのプロットに含まれる)。これに基づいて、
シミュレートされた検出は、OSSOS サーベイ シミュレーターを使用して描画されます。 間のまともな対応
シミュレートされた赤と切り離された赤は、3 つの累積ヒストグラムで見つけることができます。 の有効な証拠
rogue は、観測された TNO ディストリビューションを作成できます。
図 5. 冷たい古典の軌道励起
からの 100 Myr の摂動後のカイパー ベルト
a、q、i がおよそ 300 au、40 au と 20◦の放浪惑星、
緑色の点は初期条件を示し、赤/青の点は、粒子の最終値を示します。
それぞれ 43 au よりも小さい/大きい a0 で始まりました。 初期 e0 = 10^−3 および ifree < 0.2 から
◦
、
a0 > 43 au のコールド メイン ベルトが残っている
e と i が低い。 a0 < 43 au 永年共鳴の場合
(g8 と s8) e と i の両方をポンピングした後、粒子
海王星交差に沿って a のすべての値に分散する
行 (灰色の破線)。 を使用してシミュレーションを繰り返す
リバウンド (Rein & Liu 2012) も同じ興奮を生み出します。 したがって、放浪惑星は容認できないほど
TNOが現在持っているコールドベルトを励起する
e と i のさらに高い値。
5. ディスカッション
悪党であることを初めて証明した
惑星形成中に〜100 Myr存在する惑星は、遠く離れた両方の惑星を豊富に作り出すことができます
共鳴的で孤立した集団。これは、海王星の共鳴 (Kozai メカニズムが近日点を持ち上げる) と弱い放浪惑星の遭遇 (ここで、放浪惑星 は共鳴を提供し、高い q でオブジェクトを切り離します)。議論に値する点がいくつかあります。
コールド クラシカル ベルト。地球規模の惑星の一時的な存在に関する潜在的な懸念は、動的な可能性です。
多くの場合、冷たい古典的なベルトを加熱する
その場で形成され、興奮しないと考えられている
太陽系の時代。観測されたe および i 励起の制限は、海王星の力学史を制約する (Batygin et al. 2011; Dawson & Murray-Clay 2012;Nesvorn´y & Vokrouhlick´y 2016)、
コールドベルト自体で形成された惑星の欠如 (Morbidelli et al. 2002)。放浪惑星は持っている必要があります
ar '50 auの数百万年の住居でさえ興奮するので、早期に大規模に散らばりました
コールドベルト。放浪惑星が到達したら
数百au、それが滞在する平均時間
クラシック ベルト ドロップ
3/2
(式 2)、コールド ベルトの励起を大幅に削減します。確認しました
これは、
10,000 個のオブジェクトを配置するコールド クラシック ベルト
初期 e0 = 10^−3 かつ ifree < 0.2
◦
(黄ら。2022) a0 = 42 au から 47 au まで統合
秒で同じ放浪惑星と。 3.
放浪惑星はこのコールド ベルトを継続的に横断します5
100のため
Myr、その重力は驚くほどほとんど励起を誘発しません: 冷たい TNO の大部分は維持されます。
e < 0.05 かつ ifree < 1
◦
（図5）。結論としてラージ放浪惑星は容認できないほど興奮させない
コールドベルト。オールト クラウド ビルディング。の期間
放浪惑星の存在は時代と一致する
その中でオールトの雲が作られる（ダンカンは原理的にはそうかもしれないが、
100 au の地球規模の放浪惑星がオールトの創造を強く妨害する
クラウド、ローラーら。 (2017) は、250 ～
太陽系の全年齢で 750 au の範囲は、オールト雲の注入効率を低下させる
わずか '2 倍です。オールトの効率
雲の注入とその質量は十分です
不確実 (Portegies Zwart et al. 2021)
一時的に明らかな問題はありません
私たちが想像するような放浪惑星の存在。
太陽の誕生環境。放浪惑星の
数百auの非常に偏心した軌道
近くの恒星フライバイの影響を受ける可能性があります
太陽の誕生環境で起こっています。
私たちの太陽は
pc3 あたり 1000 ～ 3000 個の星のクラスターで生まれた可能性が高い
、
絶滅した放射性核種と、極度に分離した TNO が表すという仮定に基づいています。
セドナによる、誕生クラスター環境で生成する必要がある (Portegies Zwart 2009; Adams2010;ファルツナー 2013)。問題はどのように
太陽はすぐにこの誕生星団を出ました。もしも
太陽は長い間残っていました。
オールトの雲を保持する際の問題 (egs.Morbidelli & Levison 2004;ノードランダーら。2017)。さらに、Batygin による最近の研究では、
ら。 (2020) 私たちの数密度加重クラスター居住の上限を計算します
2 × 10^4 Myr/pc3 の太陽
、冷たい古典的なベルトの非励起傾斜分布に基づく。これは、太陽が約 15 Myr 未満でその誕生星団を出たに違いないことを意味します。
1400スター/pc3
見積もり (Batygin & Brown
2021年）。同様の早期終了引数は、次のように与えられます。
ブラッサー等。 (2006) および Pfalzner (2013)、両方
うち 5 Myr の住居を示唆しています。タイムスケール
放浪惑星が数百auに達するのは
この〜10 Myrの期間に匹敵し、私たちは
したがって、100 マイアの生存タイムスケールを考えてください
放浪惑星は問題ありません。さらに、
放浪惑星の存在は、他の方法を直接提供します
セドノイドを説明する太陽の誕生星団よりも
(Gladman & Chan 2006)、
「通過する星でセドナを作る必要性」
制約 (Adams 2010 の図 7; Pfalzner 2013;
Brasser & Schwamb 2015) を太陽の誕生環境で。
既存の惑星。自然の100 Myr放浪惑星を分散させるための排出時間スケール (Gladman & Chan 2006) は、典型的な時間スケールを設定します。
私たちは、必要な切り離されたものを生成するのを見てきました
50〜100 au領域の共鳴集団。
放浪惑星の近日点が
(不特定のプロセスによって) 非常に大きなサイズに持ち上げられた
q、それは今日、太陽系の外側にとどまり、50-100 au 領域にほとんど影響を与えない可能性があります。
放浪惑星がまだ常駐しているシナリオ (シェパード& トルヒーヨ 2016;バティギン等。 2019) はおそらく、その惑星が低 q 軌道にあることから始まったと考えられます。
ある期間; Tr、mr、およびar (式 2) 一方、qr < 100 au は、不思議なqrの前に、私たちが研究しているのと同じ効果
リフト。しかし、最近の調査（シャンクマンら。 2017;ネーピア等。 2021;バーナルディネッリら。 2022) 固有のクラスタリングをサポートしていません。
私たちは、「今はなくなった」放浪惑星なシナリオがより多くのナチュラル。
海王星の移動。一般に、海王星はこの時期に外側に移動したと考えられています。
惑星形成と円盤分散の時代(Nesvorn´y 2018 によるレビュー)。 「粒状」
移行モデル (セクション 2 を参照) は、
準惑星との遭遇により、海王星の長半径がジャンプする（したがって、すべての共鳴が発生する）と、切り離されたTNOが作成されます。もしも
ジャンプは共鳴に匹敵するようになります
サイズ (>0.1 au など) になると、一部の粒子が突然共鳴しなくなります。の最終段階
遅い正味外向きの粒子の粗い移行により、共鳴の太陽側の「座礁した」粒子の非対称性 (Kaib & Sheppard
2016; Nesvorn'y等。 2016)。これについての観測証拠が増えています (Lawler et al.を修正した後
Dark Energy Survey 選択機能のエラー (Bernardinelli との共同作業、2022 年の私信)、q > 38 au を組み合わせました
これらの2つの研究からのサンプルと、各共鳴のすぐ先の分離数が同等である二項確率
太陽側のものは 1% 未満のままです。
分離に関しては、悪党を見つけます
惑星のシナリオでは、同等の数値が得られます
切り離されたTNOの。ローグが「粗い」TNOジャンプを生成し、粗い移行が共鳴をジャンプするという見方をすれば、これはそれほど驚くべきことではありません。私たちの場合、式。 (3)の
Δa は遭遇距離の範囲によって設定される
粗い移行モデルでは、仮定された質量スペクトルがありますが、ローグの質量
海王星に遭遇した物体の数（ある範囲でフライバイ距離の）。おそらくその後、
ローグの排出には、適度に大規模な散乱ディスクがまだあります。その浸食の間に、海王星の最終的な小さな外側への移動が起こります。
発生する。これにより、取り残された TNO が共鳴のハイサイドと継続
太陽側にTNOを「ポイ捨て」し、単独での移行と非常によく似た結果。
私たちの研究のユニークな結果は、シミュレーションの最終的な軌道分布を既知の OSSOS と厳密に比較しました
TNO、および優れた合意を見つける（ボードイン
ら。 2022 年、PSJ に提出)、40,000 の独立した TNO の人口推定値が得られます。
直径 >100 km、数値は
Nesvorn'y等。 (2016) 推定人口、
厳密な軌道比較に必要な情報がありませんでした。さらに、
この期間中のローグは、セドナのような大きなqオブジェクトの生産を同時に可能にします
(グラッドマン & チャン 2006)。
私たちは、両方のプロセスが私たちの
冥王星と氷の巨大なスケールの間のオブジェクトが存在したのは自然なことだからです。
ディスク分散中。ローグの存在は、別のメカニズムを導入して、多くの
遠くのカイパーベルトに見られる特徴。私達
ならず者と移住はどちらも、惑星建設の過程で予想される結果であると信じています。導出に導入される不確実性
パラメータ (移行期間やシステム内の他の物体の質量スペクトル)
両方を組み込んだ将来のモデルは避けられないようです。
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