Ausgestoßene Planeten während der frühen Stadien der Entstehung des Sonnensystems

Wir können zwei unterschiedliche Bereiche der Planetesimalbildung identifizieren – das innere Sonnensystem und das äußere Sonnensystem. Die anfängliche Gruppe kleiner Körper ¹ im inneren Abschnitt der protoplanetaren Scheibe wurde ziemlich schnell durch verschiedene Wechselwirkungen zu Planeten akkretiert; einige Körper wurden größer und dominierten so die Scheibe um sie herum. In den äußeren Teilen der Scheibe wurden viele kleine Körper in die Kerne der Riesenplaneten eingelagert. Es wurden jedoch nicht alle angesammelt, und es könnte tatsächlich eine zweite Generation von Planetesimalen gegeben haben, die sich durch Gravitationskollaps aufgrund von Scheibeninstabilitäten gebildet haben.

Wir können Zeitskalen für diese "Aufräum"-Phase berechnen, den Zeitraum, in dem kleine Körper entweder auf Protoplaneten angesammelt oder in größere Umlaufbahnen oder vollständig aus dem Sonnensystem ausgestoßen wurden. Im inneren Bereich der Scheibe, unter den terrestrischen Planeten, lag sie in der Größenordnung von$\sim10^8$Jahre, während es im Außenbereich in der Größenordnung von lag$\sim10^9$Jahre. Die Riesenplaneten könnten jedoch tatsächlich vor den terrestrischen Planeten damit fertig geworden sein, Materie anzusammeln .

Das bedeutet, dass die kleinen Körper, die ausgestoßen oder in größere Umlaufbahnen befördert wurden, größtenteils aus dem äußeren Sonnensystem stammten, abgesehen von terrestrischen planetaren Migrationseffekten ² . Verschiedene N-Körper-Simulationen stimmen darin insgesamt überein$\sim300M_{\oplus}$von kleinen Körpern wurde aufgrund von Wechselwirkungen mit Jupiter und der Entstehung und Entwicklung von Uranus und Neptun aus der äußeren Scheibe ausgestoßen. Wir wissen, dass die Masse der Oortschen Wolke in der Größenordnung von liegt$\sim1$zu$\sim10M_{\oplus}$, und der Kuipergürtel und die verstreute Scheibe haben Massen, die eine oder zwei Größenordnungen niedriger sind. Daher könnte nur ein kleiner Bruchteil – sicherlich weniger als 10 % – der kleinen Körper in die Oortsche Wolke geschleudert worden sein.

Wenn Sie sich etwas davon vorstellen möchten, sehen Sie sich dieses Video einer Simulation des Nice Model ³ an . Es zeigt die Umlaufbahnen der vier Riesenplaneten (Jupiter in Rot, Saturn in Orange, Uranus in Lila und Neptun in Blau). Es zeigt die Wechselbahnen von Neptun und Uranus und zeigt auch die Ausbreitung einer großen Gruppe kleiner Körper außerhalb der ursprünglichen Umlaufbahn von Uranus (die weiter außerhalb als Neptun begann). Das Video zeigt die Simulation im Laufe von etwas mehr als einer Milliarde Jahren, und Sie können eine drastische Räumung der äußersten äußeren Scheibe über diese Zeitskala sehen.

Die obigen Ergebnisse kamen vor der Entwicklung des Nizza-Modells und seiner Varianten sowie der möglichen Entdeckung von Planet Neun und der Entdeckung vieler kleiner Objekte im äußeren Sonnensystem jenseits von Neptun. Sie sollten daher nicht als völlig genaue Beschreibungen der Entstehung des Sonnensystems angesehen werden - insbesondere das Video ist wahrscheinlich falsch - und ich denke, ich werde etwas Flak bekommen, wenn ich sie als Grundlage für diese Antwort verwende.

Offensichtlich wurden viele N-Körper-Simulationen des Sonnensystems durchgeführt, und in den letzten zehn Jahren verwendet eine beträchtliche Anzahl eine Variante des Nizza-Modells. Einige verwenden planetesimale Scheiben – ohne die Massen der acht Planeten – in der Größenordnung von$\sim10$zu$\sim10^2M_{\oplus}$; Nesvorny & Morbidelli (2012) (zwei der Architekten des Modells) fanden sozusagen einen Sweet Spot$20$zu$50M_{\oplus}$, abhängig vom genauen Ergebnis. So wie ich es verstehe, passen die Massen der überschüssigen Scheibe um diese Werte herum gut zum Modell von Nizza, und deshalb sollten wir vielleicht die Gesamtmasse der ausgestoßenen kleinen Körper um einen Faktor oder etwa zehn verringern.

Fußnoten

¹ Ich habe diesen Begriff hier ziemlich häufig verwendet; es bezieht sich auf Körper mit Massen im planetesimalen Regime und darunter. Der Grund dafür ist, dass ein beträchtlicher Teil des Auswurfs erfolgte, nachdem sich die inneren Planeten gebildet hatten, und die verbleibenden Körper klein waren.

² Dies sollte nicht heißen, dass keine oder nur sehr wenig Materie aus dem inneren Sonnensystem ausgestoßen wurde, insbesondere wenn wir eine gewisse Bewegung zwischen den Umlaufbahnen der inneren Planeten annehmen (siehe Meech et al. (2016) ).

³ Ursprünglich auf mich aufmerksam gemacht durch eine Frage zu Physics Stack Exchange von Kyle Oman.

Verweise

• Goldreichet al. (2004) (frühe N-Körper-Simulationen)
• Krivova & Solankiet al. (2003) (frühe N-Körper-Simulationen)
• Meechet al. (2016)
• Nesvorny & Morbidelli (2012) (neuere Ergebnisse)