نموذج جميل

📅 آخر تحديث: ٢٩ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢٩ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 2 صور
الموسوعة الحرة

في علم الفلك ، يُعدّ نموذج نيس ( يُلفظ / ˈniːs / ) سيناريو للتطور الديناميكي للنظام الشمسي . سُمّي بهذا الاسم نسبةً إلى موقع مرصد كوت دازور في مدينة نيس الفرنسية ، حيث طُوّر لأول مرة عام 2005. [ 1 ] [ 2 ] [ 3 ] ويقترح هذا النموذج هجرة الكواكب العملاقة من تكوينها الأولي المضغوط إلى مواقعها الحالية، بعد فترة طويلة من تبدد القرص الكوكبي الأولي . وبهذا، يختلف عن النماذج السابقة لتكوين النظام الشمسي. تُستخدم هذه الهجرة الكوكبية في عمليات المحاكاة الديناميكية للنظام الشمسي لتفسير أحداث تاريخية، بما في ذلك القصف الشديد المتأخر للنظام الشمسي الداخلي ، وتكوّن سحابة أورت ، ووجود مجموعات من الأجرام الصغيرة في النظام الشمسي ، مثل حزام كايبر ، وطروادة نبتون والمشتري ، والعديد من الأجرام العابرة لنبتون التي يهيمن عليها نبتون.

محاكاة توضح الكواكب الخارجية وحزام الكويكبات: (أ)  التكوين المبكر، قبل أن يصل كوكب المشتري وزحل إلى رنين 2:1؛ (ب)  تشتت الكويكبات في النظام الشمسي الداخلي بعد التحول المداري لكوكب نبتون (الأزرق الداكن) وكوكب أورانوس (الأزرق الفاتح)؛ (ج)  بعد قذف الكواكب للكويكبات. [ 4 ]

وصف

تُشكّل ثلاث أوراق بحثية نُشرت في مجلة "نيتشر" العلمية العامة عام 2005، من قِبل فريق دولي من العلماء، النواة الأساسية لنموذج نيس. [ 4 ] [ 5 ] [ 6 ] في هذه المنشورات، اقترح المؤلفون الأربعة أنه بعد تبدد الغاز والغبار في قرص النظام الشمسي البدائي، وُجدت الكواكب العملاقة الأربعة ( المشتري ، زحل ، أورانوس ، ونبتون ) في مدارات شبه دائرية بنصف قطر يتراوح بين 5.5 و17 وحدة فلكية ، أقرب إلى الشمس من بُعد أورانوس الحالي، وأكثر تقاربًا وكثافةً مما هي عليه الآن. وامتد قرص كبير وكثيف من الكويكبات الصخرية والجليدية الصغيرة ، التي يبلغ مجموع كتلتها حوالي 35 ضعف كتلة الأرض، من مدار أبعد كوكب عملاق إلى حوالي 35 وحدة فلكية من الشمس. 

وفقًا لنموذج نيس، تطور النظام الكوكبي على النحو التالي: تمر الكويكبات الصغيرة الموجودة على الحافة الداخلية للقرص بين الحين والآخر عبر تفاعلات جاذبية مع الكوكب العملاق الأبعد (أورانوس أو نبتون)، مما يُغير مداراتها. يقوم الكوكب بتشتيت معظم الأجسام الجليدية الصغيرة التي يصادفها نحو الداخل، مما يؤدي بدوره إلى تحريك الكوكب نحو الخارج استجابةً لذلك، حيث يكتسب زخمًا زاويًا من الأجسام المتناثرة. تصادف الكويكبات المنحرفة نحو الداخل تباعًا أورانوس، ثم نبتون، ثم زحل (أو نبتون، ثم أورانوس، ثم زحل)، مما يُحرك كلًا منها نحو الخارج بدوره بنفس العملية. على الرغم من التغير الطفيف في المدار الذي يُحدثه كل تبادل للزخم، فإن هذه التفاعلات التراكمية بين الكويكبات تُغير مدارات الكواكب بمقادير كبيرة. تستمر هذه العملية حتى تتفاعل الكويكبات مع كوكب المشتري، الكوكب العملاق الأقرب إلى الشمس والأكثر ضخامة، والذي تدفعه جاذبيته الهائلة إلى مدارات بيضاوية الشكل للغاية، أو حتى تقذفها خارج النظام الشمسي. وعلى النقيض من ذلك، يتسبب هذا في تحرك كوكب المشتري قليلاً نحو الداخل.

يتحكم معدل التفاعلات المدارية المنخفض في معدل فقدان الكويكبات من القرص، ومعدل هجرتها المقابل. بعد مئات الملايين من السنين من الهجرة البطيئة والتدريجية، يصل كوكبا المشتري وزحل، وهما الكوكبان العملاقان الأقرب إلى النظام الشمسي، إلى رنين حركي متوسط ​​متبادل بنسبة 1:2 ، مما يعني أن دورة زحل تساوي ضعف دورة المشتري. يزيد هذا الرنين من انحراف مداراتهما ، مما يزعزع استقرار النظام الكوكبي بأكمله. يتغير ترتيب الكواكب العملاقة بسرعة وبشكل جذري. [ 7 ] يدفع المشتري زحل نحو موقعه الحالي، ويتسبب هذا التغيير في حدوث تفاعلات جاذبية متبادلة بين زحل والكوكبين العملاقين الجليديين ، مما يدفع نبتون وأورانوس إلى مدارات أكثر انحرافًا. ثم يصطدم هذان الكوكبان العملاقان الجليديان بقرص الكويكبات، مما يؤدي إلى تشتيت عشرات الآلاف من الكويكبات من مداراتها المستقرة سابقًا في النظام الشمسي الخارجي. يؤدي هذا الاضطراب إلى تشتيت القرص البدائي بالكامل تقريبًا، وإزالة 99% من كتلته. على الرغم من أن السيناريو يفسر غياب مجموعة كثيفة من الكويكبات العابرة لنبتون ، [ 5 ] فقد تم اقتراح نماذج بديلة تحقق نفس النضوب للكويكبات العابرة لزحل، ولكن بدون هجرة الكواكب أو الرنين الفوضوي.

تتأثر تفاصيل حسابات نموذج نيس بالتفاعلات الفوضوية بين الكواكب والكويكبات. وتشتهر هذه الحسابات بكثرة الأخطاء العددية، لا سيما أخطاء التقريب والتقطيع الزمني. [ 8 ] في البداية، كان يُعتقد أن النموذج سيؤدي إلى قذف بعض الكويكبات الصغيرة إلى النظام الشمسي الداخلي، مما يُحدث تدفقًا مفاجئًا للاصطدامات على الكواكب الأرضية : القصف الشديد المتأخر (LHB). [ 4 ] ومع ذلك، فقد ثبت لاحقًا أن القصف الشديد المتأخر لا يتوافق مع عمر ووفرة الفوهات على الكويكب فيستا ، وأن الملاحظات القمرية الأصلية كانت نتيجة انحرافات إحصائية في تحديد عمر الفوهات. [ 9 ]

وفقًا لنموذج نيس، تصل الكواكب العملاقة في النهاية إلى محاورها شبه الرئيسية النهائية ، ويؤدي الاحتكاك الديناميكي مع قرص الكويكبات المتبقي إلى تخفيف انحرافاتها المدارية، مما يجعل مدارات أورانوس ونبتون دائرية مرة أخرى. [ 10 ]

في حوالي 50% من النماذج الأولية التي وضعها تسيغانيس وزملاؤه، يتبادل نبتون وأورانوس مواقعهما أيضًا. [ 5 ] مع ذلك، لا يمكن تفسير هذه الإحصائيات على أنها احتمالية في نظام فوضوي ديناميكيًا. على الرغم من أن تبادل أورانوس ونبتون يتوافق مع نماذج تكوينهما في قرص تتناقص كثافته السطحية مع المسافة من الشمس، [ 1 ] إلا أنه لا يوجد دليل قاطع على أن كتلة الكوكب يجب أن تتبع توزيع كثافة القرص.

مثال: محاكاة نموذجية رائعة لهجرة المسافة الشمسية للكواكب العملاقة الأربعة.

ميزات النظام الشمسي

يؤدي تشغيل نماذج ديناميكية للنظام الشمسي بشروط ابتدائية مختلفة لفترة محاكاة تاريخ النظام الشمسي إلى إنتاج توزيعات متنوعة للأجرام الصغيرة فيه. ولتفسير هذا التنوع الكبير في عائلات الأجرام ووفرتها المرصودة، يلزم نطاق واسع من الشروط الابتدائية للنظام الشمسي. هذا التنوع في الشروط الابتدائية يجعل النموذج غير عملي ومشكوكًا فيه، لأنه لا يمكن أن يكون هناك سوى تجسيد واحد للنظام الشمسي المبكر: هذا التجسيد هو الذي يجب أن يفسر جميع عائلات الأجرام الصغيرة ووفرتها المرصودة.

يُعدّ إثبات نموذج لتطور النظام الشمسي المبكر أمرًا صعبًا، نظرًا لعدم إمكانية رصد هذا التطور بشكل مباشر. مع ذلك، يُمكن تقييم نجاح أي نموذج ديناميكي من خلال مقارنة تنبؤات أعداد الكائنات الحية المُستنتجة من المحاكاة مع الرصد الفلكي لهذه الكائنات. [ 7 ] في الوقت الراهن، لا يوجد نموذج حاسوبي مُرضٍ يُفسّر بنية النظام الشمسي الحالية.

القصف العنيف المتأخر

الدافع الرئيسي وراء طرح نموذج نيس هو تفسير ظاهرة القصف الشديد المتأخر (LHB)، وهي زيادة افتراضية في اصطدامات الكويكبات وتكوّن الفوهات على سطح القمر والكواكب الأرضية بعد حوالي 600 مليون سنة من تكوّن النظام الشمسي. مع ذلك، تُظهر دراسات حديثة حول أعمار فوهات القمر عدم وجود ذروة في سجل تكوّن الفوهات، بل انخفاضًا أُسّيًا في عددها مع مرور الوقت. قد تكون هذه الزيادة ناتجة عن خطأ إحصائي ، حيث يتداخل هامش خطأ محدود في تحديد عمر الفوهة مع العمر الحدي للقمر، مما يُنتج ذروة ظاهرة في توزيع الأعمار المُستنتج، أي ظاهرة القصف الشديد المتأخر. [ 11 ] كما أن القياسات الحديثة التي أُجريت باستخدام مسبار الاستئصال الليزري الدقيق لنسبة نظائر الأرجون  40 إلى الأرجون  39 على سطح فيستا تتعارض بشكل كبير مع ظاهرة القصف الشديد المتأخر. [ 9 ]

يمكن لنموذج نيس أن يفسر LHB على النحو التالي.

تتناثر الكويكبات الجليدية الصغيرة في مدارات تتقاطع مع مدارات الكواكب عندما يتفكك القرص الخارجي بفعل أورانوس ونبتون، مما يتسبب في زيادة حادة في اصطدامات الأجسام الجليدية. كما تتسبب هجرة الكواكب الخارجية في انتشار الرنين المتوسط ​​والرنين العلماني عبر النظام الشمسي الداخلي. في حزام الكويكبات، تُثير هذه الظاهرة انحرافات مدارات الكويكبات، دافعةً إياها إلى مدارات تتقاطع مع مدارات الكواكب الأرضية، مما يؤدي إلى فترة أطول من اصطدامات الأجسام الصخرية، وفقدان ما يقارب 90% من كتلتها. يتوافق عدد الكويكبات الصغيرة التي ستصل إلى القمر مع سجل الفوهات من منطقة LHB. [ 4 ] ومع ذلك، فإن التوزيع المداري المتوقع للكويكبات المتبقية لا يتطابق مع الملاحظات. [ 12 ] في النظام الشمسي الخارجي، تكون اصطدامات النيازك بأقمار المشتري كافية لإذابة المواد على غانيميد، مما يؤدي إلى انفصال المعادن والصخور والجليد، ولكن ليس كاليستو، لكونه أبعد عن المشتري وبالتالي يتعرض للاصطدام بسرعات أقل. [ 13 ] مع ذلك، فإن اصطدامات الكويكبات الجليدية بأقمار زحل الداخلية مفرطة، مما يؤدي إلى تبخر جليدها. [ 14 ]

كما أن الشكوك القوية حول اعتبار LHB مرحلة فريدة في التطور المبكر للنظام الشمسي تضعف مصداقية نموذج نيس.

الطرواديون وحزام الكويكبات

بعد عبور كوكبَي المشتري وزحل لنقطة الرنين 2:1، يُزعزع تأثيرهما الجاذبي المُجتمع استقرار المنطقة المدارية المشتركة لكوكب طروادة، مما يسمح لمجموعات طروادة الموجودة في نقطتي لاغرانج L4 وL5 للمشتري ونبتون بالهروب، وللأجسام الجديدة من القرص الكوكبي الخارجي بالانجذاب إليها. [ 15 ] تخضع الأجسام في المنطقة المدارية المشتركة لكوكب طروادة لتذبذب ، حيث تنجرف دوريًا بالنسبة إلى نقطتي لاغرانج L4 و L5 . عندما يكون المشتري وزحل قريبين من بعضهما ولكن ليس في حالة رنين، فإن الموقع الذي يمر فيه المشتري بزحل بالنسبة إلى أقرب نقطة لهما من الشمس يدور ببطء. إذا توافقت فترة هذا الدوران مع فترة تذبذب أجسام طروادة، فقد يزداد نطاق التذبذب حتى تتمكن من الهروب. [ 6 ] عند حدوث هذه الظاهرة، تصبح المنطقة المدارية المشتركة لكوكب طروادة "مفتوحة ديناميكيًا"، ويمكن للأجسام الهروب منها والدخول إليها. تهرب الكويكبات الطروادية البدائية، ويستوطن جزءٌ من الأجسام العديدة من قرص الكويكبات الممزق هذا القرص مؤقتًا. [ 3 ] لاحقًا، عندما تزداد المسافة بين مداري المشتري وزحل، تصبح منطقة الكويكبات الطروادية "مغلقة ديناميكيًا"، وتُحتبس الكويكبات الموجودة فيها، ولا يزال الكثير منها موجودًا حتى اليوم. [ 6 ] تتميز الكويكبات الطروادية المحتبسة بنطاق واسع من الميول المدارية نتيجةً لاصطداماتها المتكررة بالكواكب العملاقة، وهو أمر لم يكن مفهومًا سابقًا. [ 3 ] تتطابق سعة التذبذب والانحرافات المدارية للمجموعة المحاكاة أيضًا مع رصد مدارات الكويكبات الطروادية حول المشتري . [ 6 ] وبالمثل، تُنتج آلية نموذج نيس هذه الكويكبات الطروادية حول نبتون . [ 3 ]

كان من الممكن أن يقع عدد كبير من الكويكبات الصغيرة في نطاق رنين الحركة المتوسطة لكوكب المشتري أثناء هجرة المشتري نحو الداخل. تشكل تلك التي بقيت في نطاق رنين 3:2 مع المشتري عائلة هيلدا . انخفضت انحرافات مدارات الأجسام الأخرى أثناء وجودها في نطاق الرنين، وانطلقت إلى مدارات مستقرة في حزام الكويكبات الخارجي ، على مسافات تزيد عن 2.6 وحدة فلكية مع تحرك نطاقات الرنين نحو الداخل. [ 16 ] ثم تعرضت هذه الأجسام التي تم أسرها للتآكل التصادمي، مما أدى إلى تفتيتها تدريجيًا إلى شظايا أصغر حجمًا، والتي يمكن أن تخضع لتأثير ياركوفسكي ، الذي يتسبب في انجراف الأجسام الصغيرة إلى نطاقات رنين غير مستقرة، ولتأثير بوينتينغ-روبرتسون الذي يتسبب في انجراف الحبيبات الأصغر نحو الشمس. ربما تكون هذه العمليات قد أزالت أكثر من 90% من الكتلة الأصلية المزروعة في حزام الكويكبات. [ 17 ] يتوافق توزيع حجم وتردد هذه المجموعة المحاكاة بعد هذا التآكل توافقًا ممتازًا مع الملاحظات. تشير هذه الاتفاقية إلى أن طروادات المشتري، وهيلدا، والكويكبات الطيفية من النوع D، مثل بعض الأجسام في حزام الكويكبات الخارجي، هي بقايا كواكب صغيرة ناتجة عن عملية الاستحواذ والتآكل هذه. [ 17 ] قد يكون الكوكب القزم سيريس 1 أحد أجسام حزام كايبر الذي تم استحواذه بهذه العملية. [ 18 ] بعض الكويكبات من النوع D المكتشفة حديثًا لها محاور شبه رئيسية أقل من 2.5 وحدة فلكية ، وهي أقرب من تلك التي كان من الممكن استحواذها في نموذج نيس الأصلي. [ 19 ]

أقمار النظام الخارجي

أي مجموعات أصلية من الأقمار غير المنتظمة التي تم التقاطها بواسطة آليات تقليدية، مثل السحب أو الاصطدامات من أقراص التراكم، [ 20 ] ستُفقد أثناء اقتراب الكواكب من بعضها البعض في وقت عدم استقرار النظام الكوني. [ 5 ] في نموذج نيس، تصطدم الكواكب الخارجية بأعداد كبيرة من الكويكبات بعد دخول أورانوس ونبتون إلى قرص الكويكبات وتعطيلهما له. يتم التقاط جزء من هذه الكويكبات بواسطة هذه الكواكب من خلال تفاعلات ثلاثية أثناء اقتراب كوكبين، مثل أورانوس ونبتون. احتمال التقاط كويكب معين بواسطة عملاق جليدي هو بضع مرات 10⁻⁷ . [ 21 ] يمكن التقاط هذه الأقمار الجديدة من أي زاوية تقريبًا، لذا، على عكس الأقمار المنتظمة لزحل وأورانوس ونبتون ، فإنها لا تدور بالضرورة في مستويات خط استواء الكواكب. بل ربما تم تبادل بعض الكويكبات غير المنتظمة بين الكواكب . تتوافق المدارات غير المنتظمة الناتجة بشكل جيد مع المحاور شبه الرئيسية، والميول، والانحرافات المدارية للمجموعات المرصودة، لكنها لا تفسر الأقمار غير المنتظمة لكوكب المشتري (انظر أدناه). [ 21 ] ربما تكون التصادمات اللاحقة بين هذه الأقمار التي تم أسرها قد أدت إلى تكوين المجموعات التصادمية المشتبه بها التي نراها اليوم. [ 22 ] هذه التصادمات ضرورية أيضًا لتآكل المجموعة إلى توزيع الحجم الحالي. [ 23 ]

يمكن تفسير وجود تريتون ، أكبر أقمار نبتون، بافتراض أنه تم أسره في تفاعل ثلاثي الأجسام تضمن تفكك كوكب ثنائي. [ 24 ] ويكون هذا التفكك الثنائي أكثر احتمالاً إذا كان تريتون هو الأصغر في النظام الثنائي. [ 25 ] ومع ذلك، فإن أسر تريتون كان أكثر ترجيحًا في المراحل المبكرة للنظام الشمسي عندما كان قرص الغاز يُخفف السرعات النسبية، ولم تكن تفاعلات التبادل الثنائية لتُنتج هذا العدد الكبير من الأجسام الصغيرة غير المنتظمة. [ 25 ]

لم تكن التفاعلات بين كوكب المشتري والكواكب الأخرى كافية لتفسير وجود مجموعة من الأجرام غير المنتظمة حوله في عمليات المحاكاة الأولية لنموذج نيس، والتي حاكت جوانب أخرى من النظام الشمسي الخارجي. يشير هذا إما إلى وجود آلية ثانية تعمل على هذا الكوكب، أو إلى أن عمليات المحاكاة المبكرة لم تحاكي تطور مدارات الكواكب العملاقة. [ 21 ]

تكوين حزام كايبر

تُعدّ هجرة الكواكب الخارجية ضروريةً أيضًا لتفسير وجود وخصائص المناطق الخارجية للنظام الشمسي . [ 10 ] في الأصل، كان حزام كايبر أكثر كثافةً وأقرب إلى الشمس، حيث كانت حافته الخارجية على بُعد 30 وحدة فلكية تقريبًا . وكانت حافته الداخلية تقع مباشرةً بعد مداري أورانوس ونبتون ، اللذين كانا بدورهما أقرب بكثير إلى الشمس عند تشكّلهما (على الأرجح في نطاق 15-20 وحدة فلكية )، وفي موقعين متقابلين، حيث كان أورانوس أبعد عن الشمس من نبتون. [ 4 ] [ 10 ]

تؤدي التفاعلات الجاذبية بين الكواكب إلى تشتيت نبتون نحو الخارج في قرص الكويكبات، بنصف محور رئيسي يبلغ حوالي 28 وحدة فلكية وانحراف مداري يصل إلى 0.4  . يتسبب الانحراف المداري العالي لنبتون في تداخل رنين حركته المتوسطة، وتصبح المدارات في المنطقة الواقعة بين نبتون ورنين حركته المتوسطة بنسبة 2:1 فوضوية. في هذه المرحلة، يمكن أن تتطور مدارات الأجسام الواقعة بين نبتون وحافة قرص الكويكبات نحو الخارج إلى مدارات مستقرة ذات انحراف مداري منخفض داخل هذه المنطقة. عندما يتلاشى انحراف نبتون المداري بفعل الاحتكاك الديناميكي، تُحاصر هذه الأجسام في هذه المدارات. تُشكل هذه الأجسام حزامًا باردًا ديناميكيًا، نظرًا لأن ميولها تبقى صغيرة خلال الفترة القصيرة التي تتفاعل فيها مع نبتون. لاحقًا، مع هجرة نبتون نحو الخارج في مدار ذي انحراف مركزي منخفض، تُحاصر الأجسام التي تشتتت نحو الخارج في رنيناته، وقد ينخفض ​​انحرافها المركزي وتزداد ميولها بفعل آلية كوزاي ، مما يسمح لها بالهروب إلى مدارات مستقرة ذات ميول أعلى. وتبقى أجسام أخرى محاصرة في الرنين، مُشكلةً البلوتينات ومجموعات رنينية أخرى. وتتميز هاتان المجموعتان بنشاط ديناميكي عالٍ، مع ميول وانحرافات مركزية أعلى؛ نظرًا لتشتتها نحو الخارج وفترة تفاعلها الأطول مع نبتون. [ 10 ]

يُنتج هذا التطور في مدار نبتون مجموعات رنانة وغير رنانة، وحافة خارجية عند رنين نبتون بنسبة 2:1، وكتلة صغيرة نسبيًا مقارنةً بقرص الكويكبات الأصلي. ويُتجنب فائض البلوتينات ذات الميل المنخفض في النماذج الأخرى نظرًا لتشتت نبتون نحو الخارج، تاركًا رنينه بنسبة 3:2 خارج الحافة الأصلية لقرص الكويكبات. وتُقدم المواقع الأولية المختلفة، حيث تنشأ الأجسام الكلاسيكية الباردة بشكل أساسي من القرص الخارجي، وعمليات الالتقاط، تفسيرات لتوزيع الميل ثنائي النمط وارتباطه بالتركيبات. [ 10 ] ومع ذلك، يفشل هذا التطور في مدار نبتون في تفسير بعض خصائص التوزيع المداري. فهو يتنبأ بانحراف مركزي متوسط ​​أكبر في مدارات أجسام حزام كايبر الكلاسيكية مما هو مُلاحظ (0.10-0.13 مقابل 0.07)، ولا يُنتج عددًا كافيًا من الأجسام ذات الميل الأعلى. كما أنه لا يستطيع تفسير الغياب التام الظاهر للأجسام الرمادية في المجموعة الباردة، على الرغم من أنه قد تم اقتراح أن الاختلافات اللونية تنشأ جزئيًا من عمليات تطور السطح وليس كليًا من الاختلافات في التركيب البدائي. [ 26 ]

قد يشير نقص الأجسام ذات الانحراف المداري الأدنى، كما هو متوقع في نموذج نيس، إلى أن المجموعة الباردة تشكلت في موقعها الأصلي. فبالإضافة إلى اختلاف مداراتها، تختلف ألوان المجموعتين الساخنة والباردة. إذ أن المجموعة الباردة أكثر احمرارًا بشكل ملحوظ من المجموعة الساخنة، مما يوحي باختلاف تركيبها وتشكلها في منطقة مختلفة. [ 26 ] [ 27 ] كما تضم ​​المجموعة الباردة عددًا كبيرًا من الأجسام الثنائية ذات المدارات غير المترابطة بإحكام، والتي من غير المرجح أن تنجو من اقترابها الشديد من نبتون. [ 28 ] إذا تشكلت المجموعة الباردة في موقعها الحالي، فإن بقاءها يتطلب أن يظل انحراف نبتون المداري صغيرًا، [ 29 ] أو أن يتقدم حضيضه بسرعة نتيجة تفاعل قوي بينه وبين أورانوس. [ 30 ]

قرص متناثر وسحابة أورت

يمكن للأجسام التي يبعثرها نبتون إلى مدارات ذات نصف محور رئيسي أكبر من 50 وحدة فلكية أن تُحاصر في رنينات تُشكّل مجموعة رنينية في القرص المُشتت ، أو إذا انخفضت انحرافاتها المدارية أثناء الرنين، فيمكنها الإفلات من الرنين إلى مدارات مستقرة في القرص المُشتت أثناء هجرة نبتون. عندما يكون انحراف نبتون المداري كبيرًا، يمكن أن يصل أوج مداره إلى ما هو أبعد بكثير من مداره الحالي. الأجسام التي تصل إلى أقرب نقطة حضيض لها من أو أكبر من نقطة حضيض نبتون في هذا الوقت يمكن أن تنفصل عنه عندما يتلاشى انحرافه المداري مما يقلل من أوج مداره، تاركةً إياها في مدارات مستقرة في القرص المُشتت. [ 10 ]

قد ترتفع نقطة الحضيض للأجسام التي يقذفها كوكبا أورانوس ونبتون إلى مدارات أكبر (حوالي 5000 وحدة فلكية ) بفعل المد والجزر المجري، مما يفصلها عن تأثير الكواكب التي تُشكّل سحابة أورت الداخلية ذات الميل المتوسط. أما الأجسام التي تصل إلى مدارات أكبر، فقد تتأثر بالنجوم القريبة التي تُشكّل سحابة أورت الخارجية ذات الميل المتساوي. وعادةً ما تُقذف الأجسام التي يقذفها كوكبا المشتري وزحل خارج النظام الشمسي. [ 31 ] ويمكن أن تترسب نسبة مئوية من قرص الكويكبات الأولي في هذه الخزانات. [ 32 ]

التعديلات

خضع نموذج نيس لعدد من التعديلات منذ نشره الأولي. تعكس بعض هذه التعديلات فهمًا أفضل لتكوين النظام الشمسي، بينما أُجريت تعديلات أخرى بعد رصد اختلافات جوهرية بين تنبؤاته والملاحظات. تشير النماذج الهيدروديناميكية للنظام الشمسي المبكر إلى أن مدارات الكواكب العملاقة كانت تتقارب، مما يؤدي إلى وقوعها في سلسلة من الرنين. [ 33 ] كما تبين أن اقتراب كوكبَي المشتري وزحل ببطء من رنين 2:1 قبل حدوث عدم الاستقرار، والانفصال التدريجي لمداريهما بعد ذلك، يُغير مدارات الأجرام في النظام الشمسي الداخلي نتيجةً للرنين العلماني المتغير. قد يؤدي الأول إلى تقاطع مدار المريخ مع مدارات الكواكب الأرضية الأخرى، مما يُزعزع استقرار النظام الشمسي الداخلي. حتى لو تم تجنب الأول، فإن الثاني سيترك مدارات الكواكب الأرضية بانحرافات مركزية أكبر. [ 34 ] كما سيتغير التوزيع المداري لحزام الكويكبات، مما يجعله يحتوي على فائض من الأجرام ذات الميل المداري العالي. [ 12 ] وشملت الاختلافات الأخرى بين التنبؤات والملاحظات التقاط عدد قليل من الأقمار غير المنتظمة بواسطة كوكب المشتري، وتبخر الجليد من الأقمار الداخلية لكوكب زحل، ونقص الأجسام ذات الميل العالي التي تم التقاطها في حزام كايبر، والاكتشاف الأخير للكويكبات من النوع D في حزام الكويكبات الداخلي.

كانت التعديلات الأولى على نموذج نيس هي المواقع الأولية للكواكب العملاقة. تكشف دراسات سلوك الكواكب التي تدور في قرص غازي باستخدام نماذج ديناميكية مائية أن الكواكب العملاقة ستهاجر باتجاه الشمس. لو استمرت هذه الهجرة، لكان كوكب المشتري سيدور بالقرب من الشمس كما هو الحال مع الكواكب الخارجية المكتشفة حديثًا والمعروفة باسم المشتريات الحارة . إلا أن أسر زحل في رنين مع المشتري يمنع ذلك، ويؤدي أسر الكواكب الأخرى لاحقًا إلى تكوين رنين رباعي مع المشتري وزحل في رنين 3:2 . [ 33 ] كما اقتُرحت آلية لتعطيل هذا الرنين لاحقًا. إذ أن التفاعلات الجاذبية مع الأجسام ذات كتلة بلوتو في القرص الخارجي من شأنها أن تُحرك مداراتها، مما يؤدي إلى زيادة في انحرافاتها المدارية، ومن خلال اقتران مداراتها، هجرة الكواكب العملاقة نحو الداخل. خلال هذه الهجرة الداخلية، ستحدث رنينات علمانية تُغير من انحرافات مدارات الكواكب وتُعطل الرنين الرباعي. ويتبع ذلك عدم استقرار متأخر مشابه لنموذج نيس الأصلي. على عكس نموذج نيس الأصلي، فإن توقيت هذا عدم الاستقرار لا يتأثر بمدارات الكواكب الأولية أو المسافة بين الكوكب الخارجي وقرص الكويكبات. وقد أُطلق على مزيج مدارات الكواكب الرنانة وعدم الاستقرار المتأخر الناجم عن هذه التفاعلات بعيدة المدى اسم نموذج نيس 2. [ 35 ]

كان التعديل الثاني هو اشتراط أن يصطدم أحد الكواكب الجليدية العملاقة بكوكب المشتري، مما يؤدي إلى قفز محوره شبه الرئيسي. في سيناريو قفز المشتري هذا ، يصطدم كوكب جليدي عملاق بزحل ويتشتت نحو الداخل إلى مدار يعبر مدار المشتري، مما يتسبب في تمدد مدار زحل؛ ثم يصطدم بالمشتري ويتشتت نحو الخارج، مما يتسبب في انكماش مدار المشتري. ينتج عن ذلك انفصال تدريجي لمدارَي المشتري وزحل، بدلاً من هجرة متباعدة سلسة. يتجنب هذا الانفصال التدريجي لمدارَي المشتري وزحل الانتشار البطيء للرنين العلماني عبر النظام الشمسي الداخلي، والذي يزيد من انحراف مدارات الكواكب الأرضية [ 34 ] ويترك حزام الكويكبات بنسبة مفرطة من الأجسام ذات الميل المداري العالي إلى المنخفض. [ 12 ] تسمح الاصطدامات بين الكوكب الجليدي العملاق والمشتري في هذا النموذج للمشتري باكتساب أقمار غير منتظمة خاصة به. [ 36 ] تُحاصر طروادة المشتري أيضًا بعد هذه المواجهات عندما يقفز محور المشتري شبه الرئيسي، وإذا مر العملاق الجليدي عبر إحدى نقاط التوازن التي تُشتت طروادة، فإن أحد النوعين من الكويكبات يتناقص مقارنةً بالآخر. [ 37 ] يحدّ العبور الأسرع للرنين العلماني عبر حزام الكويكبات من فقدان الكويكبات من نواته. معظم الأجسام الصخرية التي اصطدمت بالمشتري خلال فترة القصف الشديد المتأخرة تنشأ من امتداد داخلي يتفكك عندما تصل الكواكب العملاقة إلى مواقعها الحالية، مع بقاء بقايا على شكل كويكبات هنغاريا . [ 38 ] بعض الكويكبات من النوع D مغمورة في حزام الكويكبات الداخلي، ضمن نطاق 2.5 وحدة فلكية ، أثناء مواجهاتها مع العملاق الجليدي عندما يعبر حزام الكويكبات. [ 39 ]

نموذج نيس لخمسة كواكب

أدى القذف المتكرر في محاكاة اصطدام العملاق الجليدي بالمشتري إلى دفع ديفيد نيسفورني وآخرين إلى افتراض وجود نظام شمسي مبكر بخمسة كواكب عملاقة، قُذف أحدها خلال فترة عدم الاستقرار. [ 40 ] [ 41 ] يبدأ نموذج نيس ذو الكواكب الخمسة بالكواكب العملاقة في سلسلة رنين بنسبة 3:2، 3:2، 2:1، 3:2 مع قرص من الكويكبات يدور خلفها. [ 42 ] بعد انكسار سلسلة الرنين، يهاجر نبتون أولاً إلى الخارج داخل قرص الكويكبات ليصل إلى مسافة 28 وحدة فلكية قبل بدء الاصطدامات بين الكواكب. [ 43 ] يقلل هذا الهجرة الأولية من كتلة القرص الخارجي، مما يسمح بالحفاظ على انحراف مدار المشتري [ 42 ] وينتج حزام كايبر بتوزيع ميل يتطابق مع الملاحظات إذا بقيت 20 كتلة أرضية في قرص الكويكبات عند بدء تلك الهجرة. [ 44 ] يمكن أن يبقى انحراف مدار نبتون صغيرًا أثناء عدم الاستقرار، نظرًا لأنه لا يصطدم إلا بالكوكب الجليدي العملاق المقذوف، مما يسمح بالحفاظ على حزام بارد كلاسيكي في مكانه. [ 43 ] كما أن حزام الكواكب الصغيرة ذي الكتلة المنخفضة، بالإضافة إلى إثارة الميل والانحراف المداري بواسطة الأجسام ذات كتلة بلوتو، يقلل بشكل كبير من فقدان الجليد بواسطة أقمار زحل الداخلية. [ 45 ] من غير المرجح، وفقًا لنموذج نيس 2 ، حدوث انكسار متأخر لسلسلة الرنين وهجرة نبتون إلى مسافة 28 وحدة فلكية  قبل عدم الاستقرار . ويمكن سد هذه الفجوة بهجرة بطيئة مدفوعة بالغبار على مدى عدة ملايين من السنين بعد هروب مبكر من الرنين. [ 46 ] وجدت دراسة أجريت عام 2015 أن نموذج نيس ذي الكواكب الخمسة لديه احتمال ضئيل إحصائيًا لإعادة إنتاج مدارات الكواكب الأرضية. [ 47 ] [ 48 ] [ 49 ] على الرغم من أن هذا يشير إلى أن عدم الاستقرار حدث قبل تكوين الكواكب الأرضية، ولا يمكن أن يكون مصدر القصف الشديد المتأخر، إلا أن ميزة عدم الاستقرار المبكر تتضاءل بسبب القفزات الكبيرة في المحور شبه الرئيسي لكوكبي المشتري وزحل اللازمة للحفاظ على حزام الكويكبات. [ 50 ] [ 51 ]

انظر أيضاً

مراجع

  1. ١ ٢ "حلّ معضلات النظام الشمسي بسيط: ما عليك سوى تبديل موقعي أورانوس ونبتون" (بيان صحفي). جامعة ولاية أريزونا. ١٣ ديسمبر ٢٠٠٧. تاريخ الاطلاع: ١٣ فبراير ٢٠٢٥ .
  2. ↑ ديش، س. (2007). "توزيع الكتلة وتكوين الكواكب في السديم الشمسي". المجلة الفيزيائية الفلكية . 671 (1): 878-893 . Bibcode : 2007ApJ...671..878D . doi : 10.1086/522825 . S2CID 120903003 . 
  3. 1 2 3 4 كريدا، أ. (2009). "تكوين النظام الشمسي". تكوين وتطور البنى الكونية . مراجعات في علم الفلك الحديث. المجلد 21. الصفحات 215-227 . arXiv : 0903.3008 . Bibcode : 2009RvMA...21..215C . doi : 10.1002/9783527629190.ch12 . ISBN   978-3-5276-2919-0. S2CID 118414100 . 
  4. 1 2 3 4 5 غوميز، ر.؛ ليفيسون، هـ. ف .؛ تسيغانيس، ك.؛ موربيديلي، أ. (2005). "أصل فترة القصف الشديد المتأخر الكارثي للكواكب الأرضية" (ملف PDF) . مجلة نيتشر . 435 (7041): 466-469 . Bibcode : 2005Natur.435..466G . doi : 10.1038/nature03676 . PMID 15917802. S2CID 4398337 .  
  5. 1 2 3 4 تسيغانيس، ك.؛ غوميز، ر.؛ موربيديلي، أ .؛ ليفيسون، هـ. ف. (2005). "أصل البنية المدارية للكواكب العملاقة في النظام الشمسي" ( ملف PDF) . مجلة نيتشر . 435 (7041): 459-461 . Bibcode : 2005Natur.435..459T . doi : 10.1038/nature03539 . PMID 15917800. S2CID 4430973 .  
  6. موربيديلي ، أ .؛ ليفيسون، هـ. ف .؛ تسيغانيس، ك.؛ غوميز، ر. (2005). "الاستحواذ الفوضوي على كويكبات طروادة التابعة لكوكب المشتري في النظام الشمسي المبكر" ( ملف PDF ) . مجلة نيتشر . 435 (7041): 462-465 . Bibcode : 2005Natur.435..462M . doi : 10.1038/nature03540 . OCLC 112222497. PMID 15917801. S2CID 4373366. مؤرشف من النسخة الأصلية (ملف PDF) بتاريخ 21 فبراير 2014.   
  7. 1 2 هانسن، كاثرين (7 يونيو 2005). "إعادة ترتيب مدارات النظام الشمسي المبكر" . جيوتيمز . تم الاسترجاع في 26 أغسطس 2007 .
  8. ↑ بوكهولت، ت.؛ بورتيجيس زوارت، إس إف (2014). "حول موثوقية محاكاة الأجسام المتعددة" . الفيزياء الفلكية الحاسوبية وعلم الكونيات . 2 2. arXiv : 1411.6671 . Bibcode : 2015ComAC...2....2B . doi : 10.1186/s40668-014-0005-3 . S2CID 19282407 . 
  9. 1 2 كارترايت، ج.؛ هودجز، ك. ف.؛ وادوا، م. (2022). "أدلة ضد حدث قصف كثيف متأخر على فيستا" . رسائل علوم الأرض والكواكب . 590 117576. Bibcode : 2022E & PSL.59017576C . doi : 10.1016/j.epsl.2022.117576 . S2CID 248784514 . 
  10. 1 2 3 4 5 6 ليفيسون، هارولد ف . الأماكن القريبة : فان لايرهوفن، كريستا؛ جوميز، رودني S .؛ تسيجانيس، كليومينيس (2007). “أصل بنية حزام كويبر أثناء عدم الاستقرار الديناميكي في مداري أورانوس ونبتون”. ايكاروس . 196 (1): 258– 273. أرخايف : 0712.0553 . بيب كود : 2008Icar..196..258L . دوى : 10.1016/j.icarus.2007.11.035 . S2CID 7035885 .  
  11. ↑ هاريسون، تي إم؛ هودجز، كي في (30 سبتمبر - 2 أكتوبر 2018). "أدلة إشكالية على قصف جوي كثيف متأخر". المليار سنة الأولى: القصف . مساهمة معهد علوم الأرض . المجلد 2107. فلاغستاف، أريزونا. ص 2031. رمز Bibcode : 2018LPICo2107.2031H . وقائع المؤتمر الذي عُقد في الفترة من 30 سبتمبر إلى 2 أكتوبر 2018 في فلاغستاف، أريزونا.  
  12. موربيديلي، أليساندرو ؛ براسر، رامون؛ غوميز، رودني؛ ليفيسون ، هارولد ف .؛ تسغانيس، كليومينيس (2010). "أدلة من حزام الكويكبات على تطور عنيف سابق لمدار كوكب المشتري". المجلة الفلكية . 140 ( 5 ) : 1391-1501 . arXiv : 1009.1521 . Bibcode : 2010AJ ....140.1391M . doi : 10.1088/0004-6256/140/5/ 1391 . S2CID 8950534 . 
  13. ↑ بالدوين، إميلي (25 يناير 2010). "تأثيرات المذنبات تفسر التباين بين غانيميد وكاليستو" . أسترونومي ناو . تم الاطلاع عليه بتاريخ 23 ديسمبر 2016 – عبر astronomynow.com.
  14. ↑ نيمو، ف.؛ كوريكانسكي، د.ج. (2012). "فقدان الجليد الناتج عن الاصطدام في أقمار النظام الشمسي الخارجي: عواقب القصف الشديد المتأخر". إيكاروس . 219 (1): 508-510 . Bibcode : 2012Icar..219..508N . doi : 10.1016/j.icarus.2012.01.016 .
  15. ↑ ليفيسون، هارولد ف .؛ شوماكر، يوجين م .؛ شوماكر، كارولين س. (1997). "التطور الديناميكي لكويكبات طروادة التابعة لكوكب المشتري". مجلة نيتشر . 385 (6611): 42-44 . Bibcode : 1997Natur.385...42L . doi : 10.1038/385042a0 . S2CID 4323757 . 
  16. ↑ ليفيسون، هارولد ف .؛ بوتكي، ويليام ف.؛ غونيل، ماثيو؛ موربيديلي، أليساندرو ؛ نيسفورني، ديفيد؛ تسيغانيس، كليوميس (2009) . "تلوث حزام الكويكبات بأجسام بدائية عابرة لنبتون". مجلة نيتشر . 460 (7253): 364-366 . Bibcode : 2009Natur.460..364L . doi : 10.1038/nature08094 . PMID 19606143. S2CID 4405257 .  
  17. 1 2 بوتكي، دبليو إف؛ ليفيسون، إتش إف ؛ موربيديلي، أ .؛ تسغانيس، ك. (2008). التطور التصادمي للأجسام التي تم التقاطها في حزام الكويكبات الخارجي خلال فترة القصف الشديد المتأخر . المؤتمر التاسع والثلاثون لعلوم القمر والكواكب. مساهمة معهد علوم القمر والكواكب رقم 1391. المجلد 39. ص 1447. رمز Bibcode : 2008LPI....39.1447B .  
  18. ↑ ماكينون، ويليام ب. (2008). "حول إمكانية اصطدام أجسام حزام كايبر الكبيرة بحزام الكويكبات الخارجي". نشرة الجمعية الفلكية الأمريكية . 40 : 464. Bibcode : 2008DPS....40.3803M .
  19. ↑ دي ميو، فرانشيسكا إي.؛ بينزل، ريتشارد ب.؛ كاري، بينوا؛ بوليشوك، ديفيد؛ موسكوفيتز، نيكولاس أ. (2014). "متطفلون غير متوقعين من النوع D في الحزام الرئيسي الداخلي". إيكاروس . 229 : 392-399 . arXiv : 1312.2962 . Bibcode : 2014Icar..229..392D . CiteSeerX : 10.1.1.747.9766 . doi : 10.1016/j.icarus.2013.11.026 . S2CID : 15514965 .   
  20. ↑ توريني، د.؛ مارزاري، ف.؛ بيوست، هـ. (ديسمبر 2008). "منظور جديد حول الأقمار غير المنتظمة لكوكب زحل - الجزء الأول: التاريخ الديناميكي والتصادمي" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 391 (3): 1029-1051 . arXiv : 1011.5655 . Bibcode : 2008MNRAS.391.1029T . doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13909.x . ISSN 0035-8711 .  
    توريني، د.؛ مرزاري، ف؛ توسي، ف. (يناير 2009). "منظور جديد للأقمار الصناعية غير النظامية لزحل الثاني.  الأصل الديناميكي والمادي " . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 392 (1): 455– 474. أرخايف : 1011.5662 . بيب كود : 2009MNRAS.392..455T . دوى : 10.1111/j.1365-2966.2008.14100.x . ISSN 0035-8711 . 
  21. 1 2 3 نيسفورني، د.؛ فوكروهليكي، د.؛ موربيديلي، أ. (2007). "التقاط الأقمار غير المنتظمة أثناء الاقتراب من الكواكب" . المجلة الفلكية . 133 (5): 1962-1976 . Bibcode : 2007AJ....133.1962N . doi : 10.1086/512850 .
  22. ↑ نيسفورني، ديفيد؛ بوجيه، كريستيان؛ دونيس، لوك (2004). "الأصل التصادمي لعائلات الأقمار غير المنتظمة" . المجلة الفلكية . 127 (3): 1768-1783 . Bibcode : 2004AJ....127.1768N . doi : 10.1086/382099 .
  23. ↑ بوتكي، ويليام ف.؛ نيسفورني، ديفيد؛ فوكروهليك، ديفيد؛ موربيديلي، أليساندرو (2010). "الأقمار غير المنتظمة: أكثر المجموعات تطورًا نتيجة التصادم في النظام الشمسي". المجلة الفلكية . 139 (3): 994-1014 . Bibcode : 2010AJ....139..994B . CiteSeerX 10.1.1.693.4810 . doi : 10.1088/0004-6256/139/3/994 . S2CID 54075311 .  
  24. ↑ أغنور، كريغ ب.؛ هاميلتون، دوغلاس ب. (2006). "استحواذ نبتون على قمره تريتون في مواجهة جاذبية بين كوكبين". مجلة نيتشر . 441 (7090): 192-194 . Bibcode : 2006Natur.441..192A . doi : 10.1038/nature04792 . PMID 16688170. S2CID 4420518 .  
  25. 1 2 فوكروهليكي، ديفيد؛ نيسفورني، ديفيد؛ ليفيسون، هارولد ف. (2008). "التقاط الأقمار الصناعية غير المنتظم بواسطة تفاعلات التبادل". المجلة الفلكية . 136 (4): 1463-1476 . Bibcode : 2008AJ....136.1463V . CiteSeerX 10.1.1.693.4097 . doi : 10.1088/0004-6256/136/4/1463 . S2CID 54050822 .  
  26. 1 2 ليفيسون، هارولد ف . الأماكن القريبة : فان لايرهوفن، كريستا؛ جوميز ، رودني س. (3 أبريل 2008). “أصل بنية حزام كويبر أثناء عدم الاستقرار الديناميكي في مداري أورانوس ونبتون”. ايكاروس . 196 (1): 258– 273. أرخايف : 0712.0553 . بيب كود : 2008Icar..196..258L . دوى : 10.1016/j.icarus.2007.11.035 . S2CID 7035885 .  
  27. ↑ موربيديلي، أليساندرو (2006). "أصل وتطور ديناميكي للمذنبات ومستودعاتها". arXiv : astro-ph/0512256 .
  28. ↑ لوفيت، ريك (2010). "حزام كايبر قد يكون نتاج تصادمات". مجلة نيتشر . doi : 10.1038/news.2010.522 .
  29. ↑ وولف، شويلر؛ داوسون، ريبيكا آي؛ موراي-كلاي، روث أ. (2012). "نبتون على أطراف أصابعه: تاريخ ديناميكي يحافظ على حزام كايبر الكلاسيكي البارد". المجلة الفيزيائية الفلكية . 746 (2): 171. arXiv : 1112.1954 . Bibcode : 2012ApJ...746..171W . doi : 10.1088/0004-637X/746/2/171 . S2CID 119233820 . 
  30. ↑ باتيغين، كونستانتين ؛ براون، مايكل إي .؛ فريزر، ويسلي (2011). "الاحتفاظ بحزام كايبر الكلاسيكي البارد البدائي في نموذج لتكوين النظام الشمسي مدفوع بعدم الاستقرار". المجلة الفيزيائية الفلكية . 738 (1): 13. arXiv : 1106.0937 . Bibcode : 2011ApJ...738...13B . doi : 10.1088/0004-637X/738/1/13 . S2CID 1047871 . 
  31. ↑ دونز، ل.؛ وايس مان، ب. ر.؛ ليفيسون، هـ. ف .؛ دنكان، م. ج. (30 يونيو - 3 يوليو 2003). كُتب في بحيرة تاهو، كاليفورنيا. جونستون، د.؛ آدامز، ف. س.؛ لين، د. ن. س.؛ نيوفيلد، د. أ.؛ أوسترايكر، إ. س. (محررون). تكوين وديناميكيات سحابة أورت . تكوين النجوم في الوسط بين النجوم: تكريمًا لديفيد هولنباخ. سلسلة مؤتمرات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . المجلد 323. سان فرانسيسكو، كاليفورنيا: الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ (نُشر في ديسمبر 2004). الصفحات 153-174 . رمز Bibcode : 2004ASPC..323..371D . ISBN   978-1-58381-258-7.
  32. ↑ براسر، ر.؛ موربيديلي، أ. (2013). "تكوّن سحابة أورت والقرص المتناثر خلال عدم استقرار ديناميكي متأخر في النظام الشمسي". إيكاروس . 225 (1): 40-49 . arXiv : 1303.3098 . Bibcode : 2013Icar..225...40B . doi : 10.1016/j.icarus.2013.03.012 . S2CID 118654097 . 
  33. موربيديلي ، أليساندرو ؛ تسيغانيس، كليومينيس؛ كريدا، أوريليان؛ ليفيسون، هارولد ف .؛ غوميز، رودني (2007). "ديناميكيات الكواكب العملاقة في النظام الشمسي ضمن القرص الكوكبي الأولي الغازي، وعلاقتها بالبنية المدارية الحالية". المجلة الفلكية . 134 ( 5 ): 1790-1798 . arXiv : 0706.1713 . Bibcode : 2007AJ....134.1790M . doi : 10.1086/521705 . S2CID 2800476 . 
  34. 1 2 براسر، ر.؛ موربيديلي، أ .؛ غوميز، ر.؛ تسيغانيس، ك.؛ ليفيسون، هـ. ف. (2009). "بناء البنية العلمانية للنظام الشمسي II: الكواكب الأرضية". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 507 (2): 1053-1065 . arXiv : 0909.1891 . Bibcode : 2009A & A...507.1053B . doi : 10.1051/0004-6361/200912878 . S2CID 2857006 .  
  35. ↑ ليفيسون، هارولد ف .؛ موربيديلي، أليساندرو ؛ تسغانيس، كليومينيس؛ نيسفورني، ديفيد؛ غوميز، رودني (2011). "عدم استقرار مداري متأخر في الكواكب الخارجية ناتج عن التفاعل مع قرص كوكبي ذاتي الجاذبية" . المجلة الفلكية . 142 (5): 152. Bibcode : 2011AJ....142..152L . doi : 10.1088/0004-6256/142/5/152 .
  36. ↑ نيسفورني، ديفيد؛ فوكروهليكي، ديفيد؛ ديينو، روجيريو (2014). "التقاط أقمار غير منتظمة حول كوكب المشتري". المجلة الفيزيائية الفلكية . 784 (1): 22. arXiv : 1401.0253 . Bibcode : 2014ApJ...784...22N . doi : 10.1088/0004-637X/784/1/22 . S2CID 54187905 . 
  37. ↑ نيسفورني، ديفيد؛ فوكروهليكي، ديفيد؛ موربيديلي، أليساندرو (2013). "التقاط طروادة بواسطة كوكب المشتري القافز". المجلة الفيزيائية الفلكية . 768 (1): 45. arXiv : 1303.2900 . Bibcode : 2013ApJ...768...45N . doi : 10.1088/0004-637X/768/1/45 . S2CID 54198242 . 
  38. ↑ بوتكي، ويليام ف.؛ فوكروهليكي، ديفيد؛ مينتون، ديفيد؛ نيسفورني، ديفيد؛ موربيديلي، أليساندرو ؛ براسر، رامون؛ وآخرون (2012) . "قصفٌ كثيفٌ في العصر الأركي ناتجٌ عن امتدادٍ غير مستقرٍ لحزام الكويكبات". مجلة نيتشر . 485 (7396): 78-81 . Bibcode : 2012Natur.485...78B . doi : 10.1038/nature10967 . PMID 22535245. S2CID 4423331 .   
  39. ↑ فوكروهليكي، ديفيد؛ بوتكي، ويليام ف.؛ نيسفورني، ديفيد (2016). "التقاط الكواكب الصغيرة العابرة لنبتون في حزام الكويكبات الرئيسي" . المجلة الفلكية . 152 (2): 39. Bibcode : 2016AJ....152...39V . doi : 10.3847/0004-6256/152/2/39 .
  40. ↑ نيسفورني، ديفيد (2011). "الكوكب العملاق الخامس في النظام الشمسي الفتيّ؟". رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 742 (2): L22. arXiv : 1109.2949 . Bibcode : 2011ApJ...742L..22N . doi : 10.1088/2041-8205/742/2/L22 . S2CID 118626056 . 
  41. ↑ باتيغين، كونستانتين ؛ براون، مايكل إي .؛ بيتس، هايدن (2012). "نموذج التطور الديناميكي المدفوع بعدم الاستقرار لنظام شمسي خارجي بدائي مكون من خمسة كواكب". رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 744 (1): L3. arXiv : 1111.3682 . Bibcode : 2012ApJ...744L...3B . doi : 10.1088/2041-8205/744/1/L3 . S2CID 9169162 . 
  42. 1 2 نيسفورني، ديفيد؛ موربيديلي، أليساندرو (2012). "دراسة إحصائية لعدم استقرار النظام الشمسي المبكر مع أربعة وخمسة وستة كواكب عملاقة". المجلة الفلكية . 144 (4): 117. arXiv : 1208.2957 . Bibcode : 2012AJ....144..117N . doi : 10.1088/0004-6256/144/4/117 . S2CID 117757768 . 
  43. 1 2 نيسفورني، ديفيد (2015). "قفز نبتون قد يفسر نواة حزام كايبر". المجلة الفلكية . 150 (3): 68. arXiv : 1506.06019 . Bibcode : 2015AJ....150...68N . doi : 10.1088/0004-6256/150/3/68 . S2CID 117738539 . 
  44. ↑ نيسفورني، ديفيد (2015). "دليل على الهجرة البطيئة لكوكب نبتون من توزيع ميل أجسام حزام كايبر". المجلة الفلكية . 150 (3): 73. arXiv : 1504.06021 . Bibcode : 2015AJ....150...73N . doi : 10.1088/0004-6256/150/3/73 . S2CID 119185190 . 
  45. ↑ دونيس، ل.؛ ليفيسون، هـ. ل. (2013). معدل الاصطدام على أقمار الكواكب العملاقة خلال فترة القصف الشديد المتأخر (ملف PDF) . المؤتمر الرابع والأربعون لعلوم القمر والكواكب (ملصق).
  46. ↑ ديينو، روجيريو؛ موربيديلي، أليساندرو ؛ غوميز، رودني س.؛ نيسفورني، ديفيد (2017). "تحديد التكوين الأولي للكواكب العملاقة من خلال تطورها: الآثار المترتبة على توقيت عدم استقرار الكواكب" . المجلة الفلكية . 153 (4): 153. arXiv : 1702.02094 . Bibcode : 2017AJ....153..153D . doi : 10.3847/1538-3881/aa5eaa . S2CID 119246345 . 
  47. ↑ كايب، ناثان أ.؛ تشامبرز، جون إي. (أكتوبر 2015). "هشاشة الكواكب الأرضية أثناء عدم استقرار الكواكب العملاقة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 455 (4): 3561-3569 . arXiv : 1510.08448 . Bibcode : 2016MNRAS.455.3561K . doi : 10.1093/mnras/stv2554 .
  48. ↑ كايب، ناثان أ.؛ تشامبرز، جون إي. (2016). "هشاشة الكواكب الأرضية أثناء عدم استقرار الكواكب العملاقة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 455 (4): 3561-3569 . arXiv : 1510.08448 . Bibcode : 2016MNRAS.455.3561K . doi : 10.1093/mnras/stv2554 . S2CID 119245889 . 
  49. ↑ سيجل، إيثان (3 نوفمبر 2015). "ربما يكون كوكب المشتري قد قذف كوكبًا من نظامنا الشمسي" . يبدأ بانفجار . فوربس.
  50. ↑ والش، ك. ج.؛ موربيديلي، أ. (2011). "تأثير هجرة الكواكب العملاقة المبكرة المدفوعة بالكويكبات على تكوين الكواكب الأرضية". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 526 : A126. arXiv : 1101.3776 . Bibcode : 2011A & A...526A.126W . doi : 10.1051/0004-6361/201015277 . S2CID 59497167 . 
  51. ↑ توليو، أ.؛ موربيديلي، أ .؛ تسيغانيس، ك. (2016). "مقدار وتوقيت عدم استقرار الكواكب العملاقة: إعادة تقييم من منظور حزام الكويكبات". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 592 : A72. arXiv : 1606.04330 . Bibcode : 2016A & A...592A..72T . doi : 10.1051/0004-6361/201628658 . S2CID 59933531 .