Büyük tack hipotezi - Grand tack hypothesis

Jüpiter , Güneş Sistemini büyük yolunda şekillendirmiş olabilir

Olarak planet astronomi , büyük yapışkanlık hipotezi önermektedir Jüpiter 3.5 oluşturulan AU , sonra nedeniyle yakalamak için ders programı tersine önce, 1.5 AU içeri doğru göç Satürn bir in yörünge rezonans sonunda 5.2 AU mevcut yörünge yakın durdurulması. Jüpiter'in gezegensel göçünün tersine dönmesi, bir yelkenli teknenin rüzgara karşı hareket ederken yön değiştirmesine ( temizleme ) benzetilir .

Planetesimal diski oluşturmak için kullanılabilir malzeme sınırlayıcı Jüpiter göç 1.0 AU kesildi Mars . Jüpiter asteroit kuşağını iki kez geçer, asteroitleri önce dışa sonra içe doğru saçar. Ortaya çıkan asteroit kuşağı, küçük bir kütleye, geniş bir eğim ve eksantriklik yelpazesine ve Jüpiter'in orijinal yörüngesinin hem içinden hem de dışından kaynaklanan bir popülasyona sahiptir. Jüpiter'in önüne geçen gezegenler arasındaki çarpışmaların ürettiği enkaz, erken nesil gezegenleri Güneş'e sürüklemiş olabilir .

Açıklama

Olarak büyük yapışkanlık hipotezi Jüpiter 1.5 içe doğru gitmesini, oluşturulduktan sonra, iki fazlı bir taşıma yapılan  AU programı geri ve dışarı doğru göç etmeden önce. Jüpiter'in oluşumu buz çizgisinin yakınında, kabaca 3.5 AU'da gerçekleşti.

Gaz diskindeki bir boşluğu temizledikten sonra Jüpiter, gaz diskiyle Güneş'e doğru yavaşça hareket ederek tip II göç geçirdi . Kesintisiz olsaydı, bu göç Jüpiter'i diğer gezegen sistemlerinde yakın zamanda keşfedilen sıcak Jüpiterler gibi Güneş'in etrafında yakın bir yörüngede bırakırdı . Satürn de Güneş'e doğru göç etti, ancak daha küçük olduğu için daha hızlı göç etti, ya tip I göç ya da kaçak göç geçirdi. Satürn Jüpiter'de birleşti ve bu göç sırasında Jüpiter ile 2:3 ortalama hareket rezonansında yakalandı. Daha sonra Jüpiter ve Satürn'ün çevresinde gaz diskinde örtüşen bir boşluk oluştu ve bu, birlikte göç etmeye başlayan bu gezegenlerdeki güç dengesini değiştirdi. Satürn, dış disk tarafından Jüpiter'e uygulanan torku azaltarak boşluğun bir kısmını kısmen temizledi.

Gezegenlerdeki net tork daha sonra pozitif hale geldi, iç Lindblad rezonansları tarafından üretilen torklar dış diskten gelenleri aşan torklarla ve gezegenler dışa doğru göç etmeye başladı. Dışa doğru göç devam edebildi çünkü gezegenler arasındaki etkileşimler gazın boşluktan akmasına izin verdi. Gaz geçişi sırasında gezegenlerle açısal momentum alışverişi yaptı, pozitif tork dengesine katkıda bulundu ve gezegenlerin diske göre dışa doğru hareket etmesine izin verdi; değişim ayrıca kütleyi dış diskten iç diske aktardı. Gazın iç diske aktarılması, aynı zamanda, Güneş'e eklendiğinde iç diskin kütlesinin dış diske göre azalmasını da yavaşlattı, aksi takdirde iç torku zayıflatacak ve dev gezegenlerin dışa göçünü sona erdirecekti. Grand tack hipotezinde bu sürecin, Jüpiter 1.5 AB'deyken gezegenlerin içe göçünü tersine çevirdiği varsayılır. Jüpiter ve Satürn'ün dışa doğru göçü, alevlenen bir disk içinde sıfır torklu bir konfigürasyona ulaşana veya gaz diski dağılıncaya kadar devam etti. Jüpiter yaklaşık mevcut yörüngesine ulaştığında tüm sürecin sona erdiği varsayılmaktadır.

Grand tack hipotezinin kapsamı

Hipotez, Güneş Sistemindeki birden fazla fenomene uygulanabilir.

Mars sorunu

"Mars sorun" oluşumunun bazı simülasyonlar arasında bir çelişki olduğu karasal gezegenler bir 0,5-1,0 ile sona  M 🜨 0.107: Mars gerçek kütlesi daha büyük olan bölgede gezegen,  M 🜨 gezegenciklere dağıtılan ile başladı, iç Güneş Sistemi boyunca. Jüpiter'in büyük yolu, Mars'ı oluşturmak için mevcut malzemeyi sınırlayarak Mars sorununu çözüyor.

Jüpiter'in içe doğru göçü, bu malzeme dağılımını değiştirerek, gezegenimsileri içe doğru, 1.0 AU içindeki bir malzeme karışımıyla dar, yoğun bir bant oluşturmak üzere iter  ve Mars bölgesini büyük ölçüde boş bırakır. Gezegensel embriyolar, dar bantta hızla oluşur. Bu embriyoların çoğu, 60 ila 130 milyon yıllık bir süre boyunca daha büyük karasal gezegenleri ( Venüs ve Dünya ) oluşturmak için çarpışır ve birleşir . Diğerleri, ek materyalden yoksun oldukları, büyümelerini yavaşlattıkları ve daha düşük kütleli karasal gezegenler olan Mars ve Merkür'ü oluşturdukları bandın dışına dağılmıştır .

asteroit kuşağı

Jüpiter ve Satürn, göçleri sırasında çoğu asteroiti ilk yörüngelerinden çıkarırlar ve arkalarında Jüpiter'in orijinal konumundan ve dışından türetilen heyecanlı bir kalıntı bırakırlar. Jüpiter'in göçlerinden önce, çevreleyen bölgeler, Güneş'ten uzaklıklarına göre bileşimleri değişen asteroitler içeriyordu. Kayalık asteroitler iç bölgeye hakim olurken, daha ilkel ve buzlu asteroitler buz çizgisinin ötesindeki dış bölgeye hakim oldu. Jüpiter ve Satürn içe doğru göç ederken, iç asteroitlerin ~%15'i Satürn'ün ötesindeki yörüngelere dışarıya doğru dağılır. Rotayı tersine çevirdikten sonra, Jüpiter ve Satürn ilk önce bu nesnelerle karşılaşır ve orijinal popülasyonun yaklaşık % 0,5'ini sabit yörüngelere geri saçar. Daha sonra Jüpiter ve Satürn dış bölgeye göç ederken, ilkel asteroitlerin yaklaşık %0.5'i dış asteroit kuşağındaki yörüngelere dağılır. Jüpiter ve Satürn ile karşılaşmalar, yakalanan asteroitlerin çoğunu büyük eksantriklikler ve eğilimlerle bırakır . Bunlar, Nice modelinde açıklanan dev gezegen kararsızlığı sırasında, eksantriklik dağılımının mevcut asteroit kuşağınınkine benzemesi için azaltılabilir . Buzlu asteroitlerden bazıları, daha sonra karasal gezegenlerin oluştuğu bölgeyi geçen yörüngelerde bırakılır ve buzlu asteroitler onlarla çarpıştığında, biriken gezegenlere su verilmesine izin verir.

Eksik süper dünyalar

Güneş Sisteminde yakın yörüngede dönen süper Dünyaların yokluğu da Jüpiter'in içe göçünün bir sonucu olabilir. Jüpiter içe doğru göç ederken, gezegenler ortalama hareket rezonanslarında yakalanır ve yörüngelerinin küçülmesine ve eksantrikliklerinin artmasına neden olur. Gezegenimsilerin göreceli hızları, yıkıcı etkiler üretecek kadar büyüdükçe, bir çarpışma şelalesi takip eder. Ortaya çıkan enkaz daha sonra gaz diskinden sürüklenme nedeniyle Güneş'e doğru içe doğru döner. Erken Güneş Sistemi'nde süper-Dünyalar olsaydı, bu enkazın çoğunu rezonanslarda yakalarlardı ve enkaz içe doğru dönerken Güneş'e sürülürlerdi. Mevcut karasal gezegenler, Jüpiter rotayı tersine çevirdiğinde geride kalan gezegenlerden oluşacaktı. Bununla birlikte, enkaz daha büyük nesnelerle birleşerek gaz sürüklenmesini azaltarak yakın yörüngede dönen süper Dünyaların Güneş'e göçü önlenebilir; ve eğer ön-gezegen diskinin bir iç boşluğu varsa, onların içe doğru göçü kenarına yakın bir yerde durdurulabilirdi. İç Güneş Sistemi'nde henüz hiçbir gezegen oluşmamış olsaydı, çarpışma çağlayanı sırasında daha büyük cisimlerin yok edilmesi, geriye kalan enkazı güneş rüzgarı tarafından dışarı doğru itilecek kadar küçük bırakabilirdi ki bu, Güneş Sistemi'nin ilk zamanlarında çok daha güçlü olurdu. Merkür'ün yörüngesinde gezegenler oluşturmak için çok az şey bırakarak.

Daha sonraki gelişmeler

Viskoz ısıtma ve gezegen embriyolarının göçünü içeren ön-gezegen disk modellerini kullanarak karasal gezegenlerin oluşumunun simülasyonları, Jüpiter'in göçünün 2.0 AU'da tersine dönmüş olabileceğini göstermektedir. Simülasyonlarda, embriyoların eksantriklikleri Jüpiter'den gelen tedirginlikler tarafından uyarılır. Bu eksantriklikler, son modellerin daha yoğun gaz diski tarafından sönümlendiğinden, embriyoların yarı ana eksenleri küçülür ve katıların tepe yoğunluğunu içeriye doğru kaydırır. Jüpiter'in göçünün 1.5 AU'da tersine döndüğü simülasyonlar için bu, en büyük karasal gezegenin Dünya'nın yörüngesinden ziyade Venüs'ün yörüngesinin yakınında oluşmasıyla sonuçlandı. Bunun yerine Jüpiter'in 2.0 AU'daki göçünü tersine çeviren simülasyonlar, mevcut Güneş Sistemine daha yakın bir eşleşme sağladı.

Çarpma ve kaçma çarpışmalarından kaynaklanan parçalanma, erken kararsızlığa sahip simülasyonlara dahil edildiğinde, karasal gezegenlerin yörüngeleri daha iyi üretilir. Bu çarpışmalardan kaynaklanan daha fazla sayıda küçük cisim, ek çarpışmalar ve dinamik sürtünme yoluyla büyüyen gezegenlerin yörüngelerinin eksantrikliklerini ve eğimlerini azaltır. Bu aynı zamanda karasal gezegenlerin kütlesinin daha büyük bir bölümünün Venüs ve Dünya'da yoğunlaşmasına neden olur ve oluşum sürelerini Mars'ınkine göre uzatır.

Dev gezegenlerin asteroit kuşağı boyunca göçü, çarpma hızlarında CB kondritlerinin oluşumuyla sonuçlanabilecek bir artış yaratır. CB kondritler, ilk katılardan 4,8 ±0,3 Myrs sonra darbe eriyiklerinin kristalleşmesinden oluşan demir/nikel nodülleri içeren metalce zengin karbonlu kondritlerdir. Bu metallerin buharlaşması, standart yığılma modellerinde maksimum 12,2 km/s'nin çok ötesinde, 18 km/s'den daha büyük darbeler gerektirir. Jüpiter'in asteroit kuşağı boyunca göçü, asteroitlerin eksantrikliklerini ve eğimlerini arttırır, bu da metalleri buharlaştırmak için yeterli olan 0,5 Myr çarpma hızı periyodu ile sonuçlanır. CB kondritlerinin oluşumu Jüpiter'in göçünden kaynaklansaydı, Güneş Sistemi'nin oluşumundan 4.5-5 Myrs sonra gerçekleşecekti.

Titan'ın çevresinde kalın bir atmosferin varlığı ve Ganymede ile Callisto'nun çevresinde bu atmosferin olmaması, oluşumlarının grand tack'e göre zamanlamasından kaynaklanıyor olabilir. Ganymede ve Callisto, büyük yörüngeden önce oluşmuş olsaydı, Jüpiter Güneş'e yaklaştıkça atmosferleri kaybolurdu. Bununla birlikte, Titan'ın Satürn'e Tip I göçünü engellemesi ve Titan'ın atmosferinin hayatta kalabilmesi için, büyük yörüngeden sonra oluşmuş olması gerekir.

Diğer embriyolarla karşılaşmalar, Mars çevresinde oluşan uyduların kütlesini azaltarak Mars yörüngesindeki bir diskin dengesini bozabilir. Mars, diğer gezegenlerle karşılaşarak halkadan ayrıldıktan sonra, gezegenler iç Güneş Sistemi'nden malzeme temizleyene kadar diğer nesnelerle karşılaşmaya devam eder. Bu karşılaşmalar, Mars'ın yörüngesinin diğer gezegenlerden ayrılmasını ve sabit bir yörüngede kalmasını sağlarken, Mars'ın uydularının oluştuğu malzeme diskini de bozabilir. Bu bozulmalar, malzemenin Mars'ın yörüngesinden kaçmasına veya yüzeyine çarpmasına neden olarak diskin kütlesini azaltarak daha küçük uyduların oluşmasına neden olur.

olası sorunlar

Mars, Dünya ve Venüs'ten farklı bir bileşime sahipse, Mars'ın yığılmasının çoğu, büyük tack tarafından oluşturulan dar malzeme halkasının dışında gerçekleşmiş olmalıdır. Grand tack tarafından oluşturulan halkada büyüyen gezegenler benzer kompozisyonlarla bitiyor. Mars'a dönüşen embriyo nispeten küçükken, büyük tack erken meydana geldiyse, asteroitler gibi dışa ve içe doğru dağılmış olsaydı, farklı bir bileşime sahip bir Mars oluşabilirdi. Bunun gerçekleşme olasılığı yaklaşık %2'dir.

Daha sonraki çalışmalar, Jüpiter ve Satürn'ün solan güneş bulutsusunda yakınsak yörüngesel göçünün 3:2 ortalama hareket rezonansı oluşturmasının muhtemel olmadığını göstermiştir. Bulutsu koşulları, daha hızlı bir kaçak göçü desteklemek yerine, Satürn'ün daha yavaş bir göçüne ve 2:1 ortalama hareket rezonansında yakalanmasına yol açar. Jüpiter ve Satürn'ün 2:1 ortalama hareket rezonansında yakalanması, tipik olarak göçün yönünü tersine çevirmez, ancak göçü dışa doğru yönlendirebilecek belirli bulutsu konfigürasyonları tespit edilmiştir. Bununla birlikte, bu konfigürasyonlar, Jüpiter ve Satürn'ün yörünge eksantrikliğini , gerçek değerlerinin iki ila üç katı arasındaki değerlere heyecanlandırma eğilimindedir . Ayrıca, gazın sıcaklığı ve viskozitesi Satürn'ün daha derin bir boşluk oluşturmasına izin verirse, ortaya çıkan net tork tekrar negatif hale gelebilir ve sistemin içe doğru göç etmesine neden olabilir.

Grand tack senaryosu, hem Jüpiter hem de Satürn'de devam eden gaz birikimini görmezden geliyor. Aslında, dışarı doğru göçü sürdürmek ve gezegenleri mevcut yörüngelerinin yakınına taşımak için, güneş bulutsusu iki gezegenin yörüngeleri etrafında yeterince büyük bir gaz rezervuarı içermek zorundaydı. Ancak bu gaz, Jüpiter ve Satürn'ün büyümesini ve kütle oranlarını etkileyecek bir birikim kaynağı sağlayacaktır. 3:2 ortalama hareket rezonansında yakalamak için gereken nebula yoğunluğu türü, iki gezegenin hayatta kalması için özellikle tehlikelidir, çünkü önemli miktarda kütle büyümesine ve ardından gezegen-gezegen saçılmasına yol açabilir. Ancak 2:1 ortalama hareketli rezonans sistemlerine yol açan koşullar da gezegenleri tehlikeye atabilir. Her iki gezegende de gaz birikimi aynı zamanda iç diske doğru olan arzı azaltma eğilimindedir, bu da Güneş'e doğru olan gaz birikimi oranını düşürür. Bu süreç, Jüpiter'in yörüngesinin içindeki diski bir şekilde tüketmek için çalışır, Jüpiter'in iç Lindblad rezonanslarından kaynaklanan torkları zayıflatır ve potansiyel olarak gezegenlerin dışa göçünü sona erdirir.

alternatifler

Mars'ın küçük kütlesini açıklamak için birçok hipotez önerildi. Küçük bir Mars, tüm iç Güneş Sistemi'ne dağılmış gezegenler ile başlayan simülasyonların küçük ama sıfır olmayan bir bölümünde meydana geldiği için düşük olasılıklı bir olay olabilir. Küçük bir Mars, gezegenimsiler oluşmadan önce katı maddenin daha da içe doğru sürüklenmesi nedeniyle bölgesinin büyük ölçüde boş olmasının bir sonucu olabilir. Nice modelinde açıklanan dev gezegen kararsızlığı erken meydana gelseydi , kütlenin çoğu da oluşmadan önce Mars bölgesinden kaldırılmış olabilirdi . Eğer gezegenimsilerin ve embriyoların karasal gezegenlere dönüşmesinin çoğu çakıl taşlarının birikmesinden kaynaklanıyorsa , bu sürecin Güneş'ten artan mesafelerle daha az verimli olmasının sonucu küçük bir Mars olabilir. Gezegensel embriyoların gaz diskinde 1 au'ye yakınsak göçü sadece bu mesafenin yakınında karasal gezegenlerin oluşmasına neden olur ve Mars'ı mahsur kalmış bir embriyo olarak bırakır. Gaz diskinin temizlenmesi sırasında seküler rezonansların süpürülmesi de eğimleri ve eksantriklikleri harekete geçirebilir, göreli hızları arttırabilir, böylece çarpışmalar yığılma yerine parçalanma ile sonuçlanabilir. Bu hipotezlerin bir kısmı, asteroit kuşağının düşük kütlesini de açıklayabilir.

Asteroitlerin yörüngesel eksantrikliklerini ve eğimlerini ve asteroit kuşağının düşük kütlesini açıklamak için bir takım hipotezler de öne sürülmüştür. Asteroit kuşağı bölgesi, orada oluşan az sayıda gezegenimsi nedeniyle başlangıçta boş olsaydı, Jüpiter ve Satürn'ün gaz birikimi sırasında içe doğru dağılmış buzlu gezegenler ve oluşan karasal gezegenler tarafından dışa saçılmış taşlı asteroitler tarafından doldurulabilirdi. İçe doğru dağılmış buzlu gezegenler de karasal bölgeye su verebilir. Başlangıçta düşük kütleli bir asteroit kuşağı, Jüpiter ve Satürn'ün rezonans yörüngeleri Nice modelinin kararsızlığından önce kaotik hale gelirse, seküler rezonanslar tarafından uyarılan yörünge eksantrikliklerine ve eğilimlerine sahip olabilirdi. Asteroitin eksantriklikleri ve eğimleri, dev gezegen kararsızlığı sırasında da heyecanlanabilir ve birkaç yüz bin yıl sürerse gözlemlenen seviyelere ulaşabilir. Başlangıçta devasa bir asteroit kuşağındaki asteroitler ve embriyolar arasındaki yerçekimi etkileşimleri, asteroitlerin yarı ana eksenlerini değiştirerek, birçok asteroiti gezegenlerle etkileşimler nedeniyle çıkarıldıkları kararsız yörüngelere sürükleyerek bu etkileri artıracaktır. kütlesinin %99'u. Gaz diskinin dağılması sırasında yayılan seküler rezonans, asteroitlerin yörüngelerini harekete geçirebilir ve eksantriklikleri uyarıldıktan sonra gaz sürüklenmesi nedeniyle Güneş'e doğru spiral çizerken birçoğunu kaldırabilirdi.

Yakın yörüngede dönen süper Dünya'nın ve küçük Merkür kütlesinin olmaması için çeşitli hipotezler de öne sürülmüştür . Jüpiter'in çekirdeği Güneş'e yakın bir yerde oluşmuş olsaydı, iç Güneş Sistemi'ndeki dışa doğru göçü, rezonanslarında malzemeyi dışarıya doğru itebilir ve Venüs'ün yörüngesinin içindeki bölgeyi tükenmiş halde bırakabilirdi . Bir disk rüzgarıyla evrimleşen bir ön-gezegensel diskte, gezegen embriyoları birleşmeden önce gezegenleri oluşturmak üzere dışa doğru göç etmiş ve Güneş Sistemini Merkür'ün yörüngesinde gezegenler olmadan bırakmış olabilir. Merkür'ü mahsur kalmış bir embriyo olarak bırakarak bu mesafeye yakın büyük karasal gezegenlerin oluşumunda. Erken nesil iç gezegenler, bir kararsızlık sırasındaki feci çarpışmalar nedeniyle kaybolmuş olabilir ve bu da enkazın Poynting-Robertson sürüklemesi nedeniyle kaybedilecek kadar küçük olmasına neden olabilir. Eğer gezegenimsi oluşum sadece erken meydana geldiyse, gezegenimsi diskin iç kenarı bu zamanda silikat yoğunlaşma hattında yer almış olabilir. Merkür'ün yörüngesinden daha yakın gezegenimsilerin oluşumu, yıldızın manyetik alanının diskin dönüşü ile hizalanmasını gerektirmiş olabilir, bu da gazın tükenmesini sağlayarak katı-gaz ​​oranlarının akış dengesizliklerinin oluşması için yeterli değerlere ulaşmasını sağlar . Süper Dünyaların oluşumu, erken Güneş Sistemi'nde meydana gelenden daha yüksek bir içe doğru sürüklenen çakıl akışı gerektirebilir. 0,6 AB'den daha yakın bir ön-gezegen diskinde yörüngede dönen gezegenimsiler, ters rüzgar nedeniyle aşınmış olabilir. Büyük ölçüde malzemesi tükenmiş olan erken bir Güneş Sistemi, erken bir istikrarsızlıkta yalnızca Merkür'ü veya yalnızca Merkür'ü oluşturan kaybolan veya yok edilen küçük gezegenlerin oluşumuyla sonuçlanabilirdi.

Ayrıca bakınız

Referanslar