Die Kompatibilität der Grand-Tack-Hypothese mit der „core-warping impact“-Theorie von Jupiters diffusem Kern

In den letzten Jahren zeigte die Juno- Mission, dass Jupiters Kern viel diffuser war , als Astronomen erwartet hatten.

Eine Theorie besagt, dass Jupiter "innerhalb weniger Millionen Jahre" nach seiner Entstehung einen Frontalzusammenstoß mit einem Planetesimal von etwa 10 M ⊕ , wodurch seinem Kern viel mehr Masse aus dem Silikat-Planetensimal hinzugefügt wird, aber auch bewirkt wird, dass der Inhalt des Kerns aufgebrochen und mit der inneren Hülle vermischt wird.

Die in dieser Theorie verwendeten Modelle platzierten Jupiter in einem Abstand von 5,2 AE von der Sonne, was ungefähr seiner heutigen großen Halbachse entspricht. Das fragliche Planetesimal würde am oberen Ende des gültigen Massenbereichs für eine Supererde liegen.

Nun, nach der Grand-Tack- Theorie entstand Jupiter ursprünglich in einer Entfernung von ≈ 3.5 AU und wanderte nach innen in Richtung Sonne, bevor Gravitationswechselwirkungen mit Saturn dazu führten, dass sich die beiden Planeten nach außen bewegten und Jupiter auf seine heutige Umlaufbahn brachten.

Saturn selbst hätte sich in einer Entfernung von gebildet ≈ 4.5 AU, zunehmend an Masse von 30 M ⊕ Zu 60 M ⊕ während der ersten 10 5 Jahre von Jupiters Einwanderung, bevor er seine eigene Einwanderung begann. Dies wäre viel schneller gewesen als die von Jupiter, was es Saturn ermöglicht hätte, "aufzuholen" und die beschriebenen Gravitationswechselwirkungen würden dann stattfinden.

Die ursprünglichen Formationen wären alle über einen Zeitraum von aufgetreten ⪅ 6 M j R , vielleicht näher dran ≈ 3 M j R . (Das Originalpapier , das den Grand Tack beschreibt, bezieht sich nur auf „ein paar Myr“; die Zahlen hier basieren auf „Disc Frequencies and Lifetimes in Young Clusters“ , die es zur Unterstützung zitiert.) Die Ein- und Auswanderungen hätten dann stattgefunden in einem Zeitraum von 800.000 Jahren aufgetreten (siehe Abbildung 1 des Grand Tack- Papiers )

(Übrigens sind die Kerne von Uranus und Neptun jeweils ≈ 5 M ⊕ zu Beginn dieser Migration auf Werte ansteigend > 10 M ⊕ am Ende.)

Diagramm aus arXiv 1201.5177)

Bisher scheinen die beiden Modelle ziemlich kompatibel miteinander zu sein, wobei die Kollision auftritt, nachdem Jupiter in seine Umlaufbahn von 5,2 AE eingeschwungen ist. Aber bei einem Detail bin ich mir nicht sicher. Hier kommt die Frage:

  • Beschreibungen der Grand-Tack-Theorie beschreiben Jupiter als Streuung früher Planetesimale, da seine Schwerkraft ihre Umlaufbahnen störte. Einige kollidierten miteinander, andere wurden in die Sonne geschleudert ... Ist es wahrscheinlicher, dass einer von ihnen mit Jupiter selbst in dem für die Kernverzerrungskollision erforderlichen Frontalwinkel kollidierte? Das würde bedeuten, dass der Einschlag stattfand, bevor Jupiter seine endgültige Umlaufbahn erreichte.

Zusätzlich...

  • Die Zeitskala „wenige Millionen Jahre“ ist ziemlich vage. Kennt jemand zusätzliche Details, die darauf hindeuten könnten, dass die Auswirkungen vor dem Zeitrahmen des Grand Tack aufgetreten sind?

Referenzen (ohne Paywall):

Haisch Jr., KE, Lada, EA, & Lada, CJ (2001). Scheibenhäufigkeiten und Lebensdauern in jungen Clustern. The Astrophysical Journal Letters, 553(2), L153.

Walsh, KJ, Morbidelli, A., Raymond, SN, O'Brien, DP, & Mandell, AM (2011). Eine geringe Masse für Mars von Jupiters früher gasgetriebener Migration. Natur, 475 (7355), 206-209.

Liu, SF, Hori, Y., Müller, S., Zheng, X., Helled, R., Lin, D., & Isella, A. (2019). Die Bildung von Jupiters verdünntem Kern durch einen riesigen Einschlag. Natur, 572(7769), 355-357.

Guillot, T. (2019). Anzeichen dafür, dass Jupiter durch einen riesigen Einschlag gemischt wurde.

mit begleitenden Artikeln:

Wand, M. (2017). Mehr Jupiter-Verrücktheit: Riesenplanet kann einen riesigen, „verschwommenen“ Kern haben. (space.com)

Weitering, H. (2018). „Völlig falsch“ auf Jupiter: Was Wissenschaftler aus der Juno-Mission der NASA herausgelesen haben (space.com)

(2019). Ein kernverzerrender Einschlag in Jupiters Vergangenheit? (Astronomie jetzt)

Ein Artikel, der in früheren Versionen dieser Frage zitiert wurde, sich aber als unvereinbar mit der Grand-Tack-Theorie herausstellte:

Pirani, S., Johansen, A., Bitsch, B., Mustill, AJ, & Turrini, D. (2019). Folgen der Planetenwanderung auf die Kleinkörper des frühen Sonnensystems. Astronomie und Astrophysik, 623, A169.

mit Begleitartikel:

Jupiters unbekannte Reise enthüllt

@KeithMcClary Vielen Dank dafür. Ich bin gerade bei der Arbeit, werde das aber später in die Frage bearbeiten. Danke noch einmal!
Etwas, worüber ich mir Sorgen mache, ist, dass Ihre Verbindung, die vorschlägt, 2-3 Myr nach Jupiters Entstehung stattzufinden, besagt, dass Jupiter sich viel weiter außerhalb als in der gegenwärtigen Entfernung gebildet hat und dann hineingewandert ist. Es gibt keine Erwähnung, dass Jupiter weiter nach innen wandert und dann überhaupt zurückkehrt . Ich bin mir nicht sicher, ob diese Hypothese und der Grand Tack überhaupt kompatibel sind, es sei denn, mir fehlen einige Informationen.
@ShroomZed Ich habe mir das Originalpapier des Artikels angesehen ("Konsequenzen der Planetenmigration auf die kleineren Körper des frühen Sonnensystems"). Ein Zitat: "Viele Mechanismen wurden vorgeschlagen, um die geringe Masse des Asteroidengürtels zu erklären, wie ... das Grand-Tack-Szenario ... Wir werden dieses Problem nicht weiter untersuchen, da wir den inneren Teil nicht simuliert haben des Sonnensystems ..." Ich forsche weiter - die dort zitierten Arbeiten scheinen anzunehmen, dass konkurrierende Drehmomente dazu führen, dass die Einwanderung des Typs 1 aufhört, und sagen nichts über die Auswärtsbewegung aus, aber 1/
Dies kann auf vereinfachenden Annahmen beruhen, und es kann möglich sein, etwas Ähnliches wie den Grand Tack in einem vernünftig modifizierten Modell hinzuzufügen. Wie gesagt, ich lese weiter und frage mich, wie heiße Jupiter / chthonische Planeten dazu passen. Entschuldigung, dass ich nicht früher geantwortet habe, und vielen Dank, dass Sie mich darauf aufmerksam gemacht haben.
@ShroomZed Es sieht so aus, als ob "Folgen der Planetenmigration auf die kleineren Körper des frühen Sonnensystems" tatsächlich wahrscheinlich nicht mit dem Grand Tack vereinbar sind. Es stellt sich jedoch heraus, dass eine sehr ähnliche Zeitskala aus dem Original-Grand-Tack-Papier erhalten werden kann, und ich habe dieses bearbeitet, um das Original zu ersetzen. Irgendwann muss ich auch mindestens einen Wikipedia-Artikel bearbeiten. Nochmals vielen Dank für den Hinweis auf all dies.

Antworten (1)

Ich denke, diese Frage könnte eher eine offene Diskussion als eine endgültige Antwort auslösen, aber lassen Sie mich versuchen, es zu versuchen.

Zuerst,

Ist es wahrscheinlicher, dass einer von ihnen mit Jupiter selbst in dem Frontalwinkel kollidierte, der für die Kernverzerrungskollision erforderlich war?

Um zu kollidieren, ist eine ko-orbitale Konfiguration günstiger als eine Bahnkreuzung bei hoher Exzentrizität (wie in Liu et al., erweiterte Abb. 2 zu sehen), aber ihre „hohen Winkel“ quantifizieren hohe Exzentrizitäten nicht richtig . Dies liegt daran, dass in ihren Simulationen alle Planetesimale auf kreisförmigen Umlaufbahnen initialisiert werden, mit anfänglichen Abständen von 5-10 gegenseitigen Hill-Radien (ihrem k-Parameter). Der Grund, warum sie meiner Meinung nach Äpfel nicht richtig mit Äpfeln verglichen haben, liegt daran, dass ein exzentrischer Planet normalerweise mehr kinetische Energie hätte, als in ihren Simulationen zulässig wäre, wodurch der Kollisionsquerschnitt verringert würde.
Dies würde im Vergleich zu den angezeigten Daten zu drastisch reduzierten Aufprallraten bei großen Winkeln führen. Darüber hinaus ist in dem von Ihnen vorgeschlagenen frühen Streuungsszenario

Die für die Impaktoren erforderliche Masse ist meiner Meinung nach der Hauptgrund, warum die beiden Szenarien nicht kompatibel sind. Die Ausgangsbedingungen für die Aufprallszenarien sind die von 5 dicht gepackten 10 M Ö P l u S Planeten, von denen einer außer Kontrolle geratenen Gasansammlungen unterliegt und zu Jupiter wird. Es wird erklärt, dass diese Bedingungen aufgrund des oligarchischen Wachstums entstehen. Für die 5 Planeten bedeutet dies, dass 50 M ⊕ sind in einem Bereich von 5 AE Größe gepackt. Dies ist bereits 1/3 einer mittleren Scheibenmasse der Klasse 0 und erfordert eine 100% hohe Effizienz bei der Übersetzung von Kieselsteinen in Planetesimale in Planeten.
Diese Zahlen zu sehen, lässt mich stark am Realismus der Anfangsbedingungen zweifeln.

Was den anderen Teil Ihrer Frage angeht,

Die Zeitskala von wenigen Millionen Jahren ist ziemlich vage. Kennt jemand zusätzliche Details, die darauf hindeuten könnten, dass die Auswirkungen vor dem Zeitrahmen des Grand Tack stattfanden?

Die wenigen Millionen Jahre kommen von einer bestimmten Menge an Kühlung und Verdichtung, die für den Aufprall erforderlich ist, um Jupiters Hülle erfolgreich zu mischen. Daher sollte der Aufprall nicht vor dem Grand Tack aufgetreten sein.

Beides zusammengenommen, der Kühlbedarf und die Masse / Kompaktheit der erforderlichen Anfangsbedingungen, sind meiner Meinung nach beide Szenarien nicht kompatibel.

Kann ich mich nur vergewissern, dass ich es richtig verstanden habe, da es hier viel zu entpacken gibt? Für die beiden alternativen Szenarien glauben Sie, dass die verstreuten Planetesimale eine zu geringe Masse hatten, als dass der Aufprall bei einem von ihnen stattgefunden hätte, und Sie glauben auch, dass die Kollision nicht vor dem Grand Tack stattgefunden haben kann. Bisher bin ich mir ziemlich sicher, dass ich dir folge. Zusätzlich zu diesen beiden führen Sie jedoch zwei Argumente an, dass die ursprünglichen Theorien von Grand Tack und Core-Warping Impact nicht kompatibel sind, nämlich 1/
(1) dass die Wahrscheinlichkeit des ursprünglichen Szenarios (Aufprall auf das Planetesimal mit 10 Erdmassen nach dem Ende des Grand Tack) geringer ist als erwartet, wenn elliptische Umlaufbahnen berücksichtigt werden, und (2) die fünf dicht gepackten Planeten die Glaubwürdigkeit strapazieren zu viel. Wenn ja, glauben Sie, dass es keinen Spielraum gibt, zu stark vereinfachte Annahmen zu verwenden, um die ursprünglichen Modelle aufzustellen, die Versionen der beiden Szenarien kompatibel machen könnten?
@Astrid_Redfern: Ich würde sagen, (1) Ihres ersten Kommentars und (1) des zweiten gehen Hand in Hand, und dann sind die Argumente Entropie und Masse zwei getrennte Punkte. Tut mir leid, wenn mein Schreiben dazu nicht klar genug war. Zu vereinfachte Annahmen, meinst du, ob man realistischere Anfangsbedingungen für das Wirkungsmodell annehmen könnte, um es zu verwirklichen? Ich bin mir sicher, dass dies Gegenstand aktueller Forschung sein wird. Während Resonanzketten gleicher Masse, die sich nach der Ausbreitung der Gasscheibe destabilisieren, in Planetenentstehungsmodellen vorkommen, liegt diese Menge an fester Masse an der oberen Grenze, die Sie bauen können
und selektiv nur einen der massegleichen Resonanzkettenplaneten zu einem Gasriesen zu machen, ist auch seltsam. Ich denke, je realistischer Sie vorgehen, desto schwieriger wird es, Jupiter auf wiederholbare Weise zu treffen, sodass das Auftreten dieses Ereignisses bei etwa 50 % liegt und nicht unglaublich unwahrscheinlich ist. Die Realität mag stochastisch sein, aber eine bestimmte Schule von uns möchte immer noch, dass Modelle zur Entstehung von Sonnensystemen hohe Wahrscheinlichkeiten für die Szenarien liefern, die wir uns vorstellen.
Ein weiterer Kommentar bezieht sich auf die Notwendigkeit des Grand-Tack-Szenarios selbst, das ursprünglich als physikalisch selbstkonsistenter Weg zur Schaffung eines planetesimalen Rings zwischen 0,7 und 1,0-1,5 AE entwickelt wurde (wie frühere Arbeiten zeigten, dass Sie diesen Ring benötigen, um einen kleinen Merkur zu bauen , kleiner Mars und ein massearmer Planetesimalgürtel mit angeregten e und i.) Neuere Arbeiten weisen in die Richtung, dass ein Grand Tack möglicherweise nicht notwendig ist und dass eine unidirektionale Migration mit Kieselakkretion (wie die Arbeit von Pirani et al., die Sie zitiert haben) zum gewünschten Sonnensystem führen kann.
Danke. Sie sagen also, dass Sie glauben, dass die Core-Warping-Impact-Theorie wahrscheinlich nicht realistisch ist, und dass dies der Fall ist, unabhängig davon, ob die Grand-Tack-Theorie wahr ist oder nicht. Im Grunde geht es mehr um die Plausibilität des zweiten Modells als um dessen Kompatibilität mit dem ersten?
Gibt es auch eine alternative Erklärung für Jupiters diffusen Kern, die Sie für plausibler halten?
Keines der Modelle funktioniert ohne gravierende Probleme (einige oben skizziert), deshalb wird keines akzeptiert. Darüber hinaus scheint die Kombination dieser beiden Szenarien zu schwierig zu sein, da das Simulationsergebnis des GT die für das Core-Impact-Szenario erforderlichen Anfangsbedingungen ausschließt. Eine weitere Erklärung für Jupiters diffusen Kern ist Kernerosion (Militzer et al. 2011), da Silikatgestein in H/He-Gas unter hohem Druck thermodynamisch instabil wird und sich im Gas auflöst. All diese Szenarien sind einzelne Puzzleteile, es gibt noch kein fertiges Puzzle.
Wie heißt die Arbeit von Militzer et al.?
@Astrid_Redfern: Entschuldigung, ich scheine das Jahr verwechselt zu haben. ui.adsabs.harvard.edu/abs/2012ApJ...745...54W/abstract 2012 für Erosion von Hochdruckwassereis, ui.adsabs.harvard.edu/abs/2012PhRvL.108k1101W/abstract für MgO, ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014ApJ...787...79G/abstract für SiO2. Diese auf planetare Evolutionsmodelle anzuwenden, wäre jedoch ein weiterer Stapel von Papieren.
Die Kompatibilität der Grand-Tack-Hypothese mit der „core-warping impact“-Theorie von Jupiters diffusem Kern
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