Frumos model

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare

Modelul Nice (sau modelul Nice pron. ˈNiːs , de la numele francez al orașului, Nice ) este un model fizic care simulează evoluția dinamică a sistemului solar în fazele imediat următoare formării sale. Își datorează numele Observatorului de la Coasta de Azur din Nisa , unde a fost dezvoltat inițial modelul. [1] [2]

Modelul propune că, mult după disiparea discului protoplanetar , cei patru giganți gazoși ( Jupiter , Saturn , Uranus , Neptun ) au suferit o migrație către orbitele lor actuale începând de la o configurație orbitală mai compactă și mai aproape de Soare. În acest sens, acesta diferă de modelele mai clasice bazate pe teoria nebuloasei solare , care în schimb ipotezează o decădere a orbitelor giganților gazoși prin frecare cu reziduurile discului. Modelul se caracterizează printr-o scurtă, dar intensă fază de instabilitate, în timpul căreia planetele exterioare și-au asumat orbite deosebit de excentrice . [3]

Modelul este utilizat în simulări dinamice ale sistemului solar pentru a explica unele evenimente, cum ar fi bombardamentul asteroid al sistemului solar interior , formarea norului Oort și existența unor populații particulare de corpuri minore, cum ar fi centura Kuiper , asteroizii troieni ai lui Jupiter. . și Neptun și obiecte transneptuniene rezonante . Capacitatea sa de a reproduce majoritatea caracteristicilor observate în sistemul solar arată clar că acest model este larg acceptat ca fiind cel mai realist model al evoluției timpurii a sistemului planetar, [2] deși nu toți planetologii sunt pe deplin mulțumiți: unul dintre Principalele sale limitări constau, de fapt, într-o reproductibilitate slabă a dinamicii sateliților neregulați ai giganților gazoși și a obiectelor cu înclinație orbitală scăzută a centurii Kuiper.

Rezumatul modelului

Nucleul original al modelului este un trio de publicații apărut în revista științifică Nature în 2005, semnat de Rodney Gomes , Harold F. Levison , Alessandro Morbidelli și Kleomenis Tsiganis . [4] [5] [6] În aceste publicații, autorii au considerat o configurație originală în care cei patru giganți gazoși ai sistemului solar ( Jupiter , Saturn și cei doi giganți înghețați, Neptun și Uranus ), imediat după disiparea gazelor ale discului protoplanetar, s-au trezit călătorind prin orbite aproape circulare cu raze cuprinse între ~ 5,5 și ~ 17 unități astronomice (AU) , deci o configurație mai compactă și mai aproape de Soare decât cea actuală. O centură vastă și densă de planetesimale , formată din silicați și înghețuri, cu o masă totală de aproximativ 35 de mase de pământ (M ⊕ ) , extinsă de pe orbita planetei exterioare până la aproximativ 35 UA.

O serie de imagini care arată relațiile reciproce dintre planetele exterioare și centura planetesimalelor: a) configurație primitivă, înainte de stabilirea rezonanței 2: 1 dintre Jupiter și Saturn; b) dispersia planetesimalelor în sistemul solar interior în urma schimbului orbital între Neptun (albastru închis) și Uranus (albastru deschis); c) după expulzarea planetesimalelor de către planete. [4]

Orbitele planetesimalelor situate în marginea interioară a centurii au suferit perturbări gravitaționale de către planetele cele mai exterioare (Saturn, Neptun și Uranus), ceea ce a provocat o modificare a parametrilor orbitali. Cele mai exterioare planete au aruncat spre interior majoritatea corpurilor înghețate pe care le-au întâlnit în drum, schimbând impulsul unghiular cu ele; rezultatul a fost o migrație exterioară a planetelor și conservarea impulsului unghiular total al sistemului. [7] Deși fiecare interacțiune a determinat variații minime în transferul momentului unghiular, suma interacțiunilor individuale a atins valori cum ar fi determinarea deplasării efective a orbitei planetare. Procesul a continuat până când planetesimalele s-au apropiat de Jupiter, al cărui câmp gravitațional intens a avut o acțiune de frânare la căderea lor, stabilizându-le de-a lungul orbitelor foarte eliptice din jurul Soarelui sau expulzându-le din sistemul planetar. Acest fenomen a dus la o ușoară descompunere a orbitei lui Jupiter. [8]

Rata redusă a întâlnirilor gravitaționale a determinat rata la care planetesimale au fost scăzute de pe disc și rata de migrare corespunzătoare. După câteva sute de milioane de ani de migrație lentă și treptată, cei doi uriași interiori, Jupiter și Saturn, s-au instalat într-o rezonanță orbitală 2: 1; instaurarea acestui fenomen a dus la o creștere a excentricităților lor orbitale , destabilizând întregul sistem planetar. Aranjamentul orbitelor planetare sa modificat cu o rapiditate dramatică. [9] Jupiter l-a împins pe Saturn spre exterior în poziția sa actuală; această relocare a provocat interacțiuni gravitaționale reciproce între planetă și cei doi giganți înghețați, forțați să-și asume orbite mai excentrice. În acest fel, cele două planete au pătruns în centura exterioară planetesimală, schimbând pozițiile și deranjând violent orbitele a milioane de planetesimale și aruncându-le de la centură. Se estimează că, în acest fel, discul exterior a pierdut 99% din masa sa inițială, ceea ce explică absența actuală a unei populații mari de obiecte trans-neptuniene . [5] Unele dintre planetesimalele aruncate de giganții înghețați au fost împinse în sistemul solar interior , provocând o creștere a impactului asupra planetelor stâncoase, așa-numitul bombardament întârziat intens . [4]

Ulterior, orbitele giganților înghețați și-au asumat arborii semi-majori actuali, iar fricțiunea dinamică cu discul planetesimal supraviețuitor a redus excentricitatea orbitelor lor, făcându-le din nou aproape circulare. [3]

În 50% din simulările inițiale prezentate în publicație de Tsiganis și colegi, Neptun și Uranus și-au schimbat pozițiile la aproximativ un miliard de ani după formarea sistemului solar. [5] Cu toate acestea, acest rezultat corespunde doar unei scheme care are în vedere o distribuție uniformă a maselor în discul protoplanetar. [1]

Efecte asupra sistemului solar

Dezvoltarea modelelor pentru a explica evoluția dinamică a unui sistem planetar, pornind de la condiții inițiale diferite, de-a lungul istoriei sale trecute, este o operație complexă, îngreunată și mai mult de faptul că condițiile inițiale sunt lăsate libere. Să varieze, ceea ce determină finalul rezultate mai mult sau mai puțin diferite între ele. Verificarea modelelor este, de asemenea, o operațiune dificilă, deoarece este imposibil să se observe în mod direct evoluția în curs; [9] cu toate acestea, validitatea sau nu a unui model poate fi dedusă prin compararea rezultatelor prezise din simulări cu datele observaționale . [9] În prezent, modelele computerizate care iau ca condiții inițiale cele prezise de modelul Nice reflectă majoritatea aspectelor observate în sistemul solar. [10]

Bombardament întârziat intens

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: bombardament întârziat intens .

Numărul mare de cratere de impact găsite pe Lună [11] și planete stâncoase, datat între 4,1 și 3,8 miliarde de ani în urmă, este una dintre principalele dovezi ale intensului bombardament târziu, o perioadă caracterizată prin intensificarea numărului de impacturi astronomice . Numărul planetesimalelor care au ajuns pe Lună conform modelului de la Nisa este în concordanță cu cel dedus din cratere.

Constituția familiilor de asteroizi troieni și centura principală

Diagrama care prezintă familiile de asteroizi ai sistemului solar interior: troienii lui Jupiter sunt de culoare verde, banda principală în alb, familia Hilda în maro.

În perioada imediat următoare stabilirii rezonanței 2: 1 între Jupiter și Saturn, influența gravitațională combinată a giganților gazoși migrați ar fi destabilizat rapid orice grup pre-existent de troieni în punctele Lagrange L 4 și L 5 din Jupiter și Neptun. [12] Prin urmare, regiunea orbitală a punctelor Lagrange a fost deschisă dinamic . [2]

Conform modelului de la Nisa, planetesimalele scoase de pe discul acum distrus au traversat această regiune în număr mare, fiind capturate temporar. De îndată ce perioada de instabilitate orbitală s-a încheiat, regiunea orbitală a devenit închisă dinamic , captând definitiv planetesimalele prezente în ea care au format familiile actuale. [6] Datele obținute în urma simulărilor coincid cu datele observaționale referitoare la parametrii orbitali ai troienilor lui Jupiter , în special unghiurile lor de librație, excentricitățile și înclinațiile orbitale ridicate. [2] [6] Aceleași mecanisme, conform modelului, ar fi condus la formarea troienilor din Neptun . [2]

Un număr mare de planetesimale ar fi fost, de asemenea, capturate din regiunile exterioare ale centurii principale , la o distanță medie mai mare de 2,6 UA și din regiunea familiei Hilda . [13] Ulterior, obiectele capturate s-ar confrunta cu coliziuni repetate, care le-ar fi erodat în multe fragmente mici suflate de vântul solar sau prin efectul YORP , care ar fi ajutat la îndepărtarea a peste 90% din ele. [13] Distribuția celei mai frecvente dimensiuni a obiectelor în această populație simulată găsește dovezi excelente în observații, [13] ceea ce sugerează că troienii lui Jupiter, asteroizii Hilda, unii membri ai centurii exterioare principale (toți asteroizii de tip D ) și poate planeta pitică Ceres [14] ar fi ceea ce rămâne din planetesimalele centurii exterioare în urma proceselor de captare și fragmentare. [13]

Sateliți neregulați

Diagrama prezintă orbitele sateliților neregulați ai lui Saturn. Pentru comparație, în centru și în roșu, este prezentată și orbita lui Titan .

Orice populație inițială de sateliți neregulați capturată prin diferite mecanisme, cum ar fi rezistența dinamică fluidă a gazelor [15] sau impacturile din discul de acumulare primitiv, [16] ar fi fost ușor dispersată datorită interacțiunilor dintre planete în timpul fazei de instabilitate. . [5] În model, un număr mare de planetesimale interacționează cu giganții înghețați în această etapă și unele dintre ele sunt capturate în urma interacțiunilor cu trei corpuri cu planetele. Probabilitatea ca fiecare planetism să fie capturat de unul dintre giganții de gheață este relativ mare, aproximativ 10-7 . [17] Acești noi sateliți au înclinațiile orbitale cele mai disparate, spre deosebire de sateliții obișnuiți, care orbitează în planul ecuatorial al planetei. Înclinarea particulară a lui Triton , cea mai mare dintre lunile lui Neptun , poate fi explicată prin ipoteza că satelitul a fost capturat în urma unei interacțiuni cu trei corpuri care a dus la dezintegrarea unui planetoid binar , din care Triton a fost cel mai puțin membru masiv. [18] Cu toate acestea, acest mecanism nu ar fi în primul rând responsabil pentru captarea numărului mare de sateliți mici neregulați identificați; [19] este, de asemenea, posibil ca planetele să fi „schimbat” unii dintre sateliții neregulați.

Orbitele simulate ale sateliților neregulați corespund celor observate pentru axe semi-majore, înclinații și excentricități, dar nu și pentru distribuția dimensiunilor. [17] Coliziunile ulterioare între obiectele capturate ar fi putut crea familiile suspectate de coliziune observate astăzi și ar fi responsabile de reducerea populației de obiecte la distribuțiile actuale.

Interacțiunile dintre planetesimale și Jupiter realizate în simulare sunt totuși insuficiente pentru a explica urmărirea largă a sateliților neregulați deținute de planetă, ceea ce sugerează acțiunea unui al doilea mecanism sau necesitatea unei revizuiri a unor parametri ai modelului Nice. [17]

Regiunile ultraperiferice ale sistemului solar

Migrația planetelor ultraperiferice și interacțiunile cu Jupiter sunt necesare pentru a explica caracteristicile regiunilor ultraperiferice ale sistemului solar. [3] Conform modelului, obiectele forțate de Jupiter pe orbite foarte eliptice au format norul Oort , rezervor pentru majoritatea cometelor din sistemul solar, [3] în timp ce obiectele legate de Neptun în timpul migrației sale au constituit curentul Centura Kuiper și discul difuz . [3]

Impresia artistului despre Centura Kuiper (sus) și Norul Oort (jos).

Inițial, la marginea exterioară a sistemului solar, exista o centură de asteroizi considerată strămoșa centurii Kuiper, mai densă și mai apropiată de Soare decât „descendentul” său este astăzi: marginea sa interioară se află de fapt chiar dincolo de orbitele giganți înghețați și extinse la aproximativ 30-35 UA. Uranus și Neptun erau, de asemenea, mai aproape de Soare atunci decât sunt astăzi (probabil între 15 și 20 UA), dar în poziții inversate, adică Uranus era mai departe de Soare decât Neptun. [3] [4]

În timpul migrației, unele dintre obiecte, inclusiv Pluto , au ajuns să interacționeze cu orbita lui Neptun, stabilind o rezonanță orbitală cu aceasta. [20] Modelul Nice este capabil să explice ocuparea rezonanțelor actuale din centura Kuiper, în special a rezonanțelor 2: 5. Pe măsură ce Neptun a migrat din sistem, s-a apropiat de obiecte din centura proto-Kuiper, legându-i pe unii în rezonanță și destabilizându-i pe alții pe orbite haotice. Se crede că obiectele cu disc difuz au fost plasate în pozițiile lor actuale prin interacțiuni cu rezonanțele migratoare ale lui Neptun. [21]

Modelul Nizza, însă, lipsește în ceea ce privește majoritatea caracteristicilor distribuției: de fapt, este capabil să reproducă „populații fierbinți”, adică obiecte care au valori ridicate ale înclinației orbitale, dar nu „populații reci”, la niveluri scăzute. înclinare. Cele două populații au nu numai parametri orbitali diferiți, ci și compoziții diferite: populația rece este semnificativ mai roșie decât cea fierbinte, sugerând că s-a format într-o regiune diferită a sistemului solar. Populația fierbinte s-ar fi format lângă Jupiter și ar fi fost retrogradată în exteriorul sistemului în urma interacțiunilor cu giganții gazoși; populația rece, pe de altă parte, s-ar fi format aproximativ în poziția sa actuală, chiar dacă ar fi fost împinsă în afară de Neptun în timpul migrației sale. [22]

Notă

  1. ^ a b Rezolvarea problemelor sistemului solar este simplă: Doar flip-flop poziția lui Uranus și Neptun , eurekalert.org , Arizona State University, 11 decembrie 2007. Accesat la 22 martie 2009 .
  2. ^ a b c d și A. Crida, Formarea sistemului solar , în Recenzii în astronomie modernă , vol. 21, 2009, arXiv : 0903.3008 .
  3. ^ a b c d e f HF Levison, A. Morbidelli, C. Vanlaerhoven, R. Gomes, K. Tsiganis, Originea structurii centurii Kuiper în timpul unei instabilități dinamice în orbitele lui Uranus și Neptun , în Icarus , vol. . 196, nr. 1, iulie 2008, pp. 258-273, DOI : 10.1016 / j.icarus.2007.11.035 . Adus la 20 septembrie 2011 .
  4. ^ a b c d R. Gomes, HF Levison, K. Tsiganis, A. Morbidelli, Originea perioadei de bombardament greu tardiv cataclismic al planetelor terestre , în Nature , vol. 435, nr. 7041, 2005, p. 466, DOI : 10.1038 / nature03676 , PMID 15917802 .
  5. ^ a b c d K. Tsiganis, R. Gomes, A. Morbidelli, HF Levison, Origin of the orbital architecture of the giant planetes of the Solar System , in Nature , vol. 435, nr. 7041, 2005, pp. 459–461, DOI : 10.1038 / nature03539 , PMID 15917800 .
  6. ^ a b c A. Morbidelli, HF Levison, K. Tsiganis, R. Gomes, Haotic capture of Jupiter's Troian asteroids in the Early Solar System ( PDF ), în Nature , vol. 435, nr. 7041, 2005, pp. 462–465, Bibcode : 2005 Natur.435..462M , DOI : 10.1038 / nature03540 ,OCLC 112222497 , PMID 15917801 . Adus la 20 septembrie 2011 (arhivat din original la 31 iulie 2009) .
  7. ^ GJ Taylor, Uranus, Neptun și munții lunii , descoperiri de cercetări ale științei planetare, Institutul Hawaii de Geofizică și Planetologie, 21 august 2001. Accesat la 1 februarie 2008 .
  8. ^ JM Hahn, R. Malhotra, Migrația lui Neptun într-o centură Kuiper agitată: o comparație detaliată a simulărilor la observații , în Astronomical Journal , vol. 130, nr. 5, 13 iulie 2005, pp. 2392–2414, DOI : 10.1086 / 452638 , arXiv : astro-ph / 0507319 .
  9. ^ a b c K. Hansen, Orbital shuffle for early solar system , at geotimes.org , Geotimes, 7 iunie 2005. Accesat la 26 august 2007 .
  10. ^ TV Johnson, JC Castillo-Rogez, DL Matson, A. Morbidelli, JI Lunine, Constraints on external Solar system early chronology ( PDF ), su lpi.usra.edu , Early Solar System Impact Bombardment conference (2008). Adus 18-10-2008 .
  11. ^ BA Cohen, TD Swindle, DA Kring, Support for the Lunar Cataclysm Hypothesis from Lunar Meteorite Impact Melt Ages , in Science , 290 (5497), 2000, pp. 1754–1755.
  12. ^ HF Levison, EM Shoemaker, CS Shoemaker, Evoluția dinamică a asteroizilor troieni ai lui Jupiter , în Nature , vol. 385, nr. 6611, 1997, pp. 42–44, DOI : 10.1038 / 385042a0 .
  13. ^ a b c d WF Bottke, HF Levison, A. Morbidelli, K. Tsiganis, The Collisional Evolution of Objects Captured in the Outer Asteroid Belt In the Late Heavy Bombardment , 39th Lunar and Planetary Science Conference , LPI Contribution No. 1391, pp. . 39 1447.
  14. ^ William B. McKinnon, Despre posibilitatea ca KBO-urile mari să fie injectate în centura de asteroizi externi , în Buletinul Societății Astronomice Americane , vol. 40, 2008, p. 464.
  15. ^ JB Pollack, JA Burns, ME Tauber, Tragerea gazului în plicurile circumplanetare primordiale: Un mecanism de captare prin satelit , în Icarus , vol. 37, n. 3, martie 1979, pp. 587-611, DOI : 10.1016 / 0019-1035 (79) 90016-2 . Adus la 20 septembrie 2011 .
  16. ^ D. Turrini, F. Marzari, F. Tosi, O nouă perspectivă asupra sateliților neregulați ai lui Saturn - II Origine dinamică și fizică , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 392, nr. 1, 2009, pp. 455-474, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2008.14100.x . Adus la 20 septembrie 2011 .
  17. ^ a b c D. Nesvorný, D. Vokrouhlický, A. Morbidelli, Capture of Irregular Satellits during Planetary Encounters , în The Astronomical Journal , vol. 133, nr. 5, 2007, pp. 1962–1976, DOI : 10.1086 / 512850 .
  18. ^ M. Ćuk, BJ Gladman, Constraints on the Orbital Evolution of Triton , în The Astrophysical Journal , vol. 626, nr. 2, iunie 2005, pp. L113-L116, DOI : 10.1086 / 431743 . Adus la 20 septembrie 2011 .
  19. ^ Captură neregulată prin satelit prin reacții de schimb [ link rupt ] , în Jurnalul Astronomic , vol. 136, nr. 4, pp. 1463–1476, DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 136/4/1463 .
  20. ^ R. Malhotra, The Origin of Pluto's Orbit: Implications for the Solar System Beyond Neptune , în Astronomical Journal , vol. 110, 1995, p. 420, DOI : 10.1086 / 117532 .
  21. ^ JM Hahn, R. Malhotra, Migrația lui Neptun într-o centură Kuiper agitată: o comparație detaliată a simulărilor la observații , în Astronomical Journal , vol. 130, nr. 5, 2005, pp. 2392–2414, DOI : 10.1086 / 452638 .
  22. ^ A. Morbidelli, Originea și evoluția dinamică a cometelor și a rezervoarelor lor , pe arxiv.org , 2006.

Bibliografie

  • M. Rigutti, Comete, meteoriți și stele căzătoare: corpurile minore ale sistemului solar , Giunti, 1997, p. 216, ISBN 88-09-21081-6 .
  • H. Reeves, Evoluția cosmică , Milano, Rizzoli -BUR, 2000, ISBN 88-17-25907-1 .
  • AA.VV, Universul - Marea enciclopedie a astronomiei , Novara, De Agostini, 2002.
  • M. Hack , Descoperirea sistemului solar , Milano, Mondadori Electa, 2003, p. 264.
  • J. Gribbin, Enciclopedia astronomiei și cosmologiei , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
  • ( EN ) Lucy-Ann McFadden; Paul Weissmanl; Torrence Johnson, Enciclopedia Sistemului Solar , ediția a II-a, Academic Press, 2006, p. 412, ISBN 0-12-088589-1 .
  • W. Owen, Atlasul ilustrat al universului , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
  • ( EN ) GL Vogt, Asteroids , Capstone Press, 2006, p. 24, ISBN 0-7368-4939-4 .
  • F. Biafore, Călătorind în sistemul solar. O călătorie prin spațiu și timp în lumina ultimelor descoperiri , Grupul B, 2008, p. 146.

Elemente conexe

Alte proiecte

linkuri externe

Sistem solar Portalul sistemului solar : Accesați intrările Wikipedia de pe obiectele sistemului solar
Adus de la „https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Nice_Model&oldid=111417272 ”