점프-주피터 시나리오

Jumping-Jupiter scenario

점프-주피터 시나리오는 니스 모델에 의해 기술된 거대한 행성 이동의 진화를 명시하고 있는데, 얼음 거대 행성(우라누스, 해왕성 또는 추가적인 해왕성-질량 행성)이 토성에 의해 안쪽으로, 목성에 의해 바깥쪽으로 흩어져 그들의 반주축이 점프를 하게 하여 그들의 궤도를 빠르게 분리한다.[1]점프-주피터 시나리오는 목성과 토성의 원활한 분단 이주가 현재의 태양계와는 크게 다른 내부 태양계를 초래했다는 연구 결과가 발표된 후 라몬 브라서, 알레산드로 모비델리, 로드니 고메스, 클리오메니스, 해롤드 레비슨이 제안한 것이다.[1]이 이주 동안에 세속적인 공명들이 태양계 내부의 행성들과 소행성의 궤도를 흥분시켜 행성의 궤도를 너무 괴이하게 만들고,[1] 소행성대에 너무 많은 고음속 물체를 가지고 있다.[2]점프-주피터 시나리오에서 설명한 목성과 토성의 반주축에서의 점프는 비록 지상 행성이 태양계의 통로에 민감하게 반응하지만,[1] 이러한 공명들이 궤도를 과도하게 바꾸지 않고 태양계 내부를 빠르게 횡단할 수 있게 할 수 있다.[3][4]

점프-주피터 시나리오는 또한 원래의 니스 모델과의 많은 다른 차이점을 초래한다.후기 중폭격기 동안 소행성 띠의 중심부에서 나오는 달 충돌체의 분율은 현저히 감소하며,[5] 목성의 불규칙 위성처럼 목성의 얼음 거성과 만나는 동안 목성의 트로이 목성의 대부분의 트로이 목성이 포착된다.[6][7]점프-주피터 시나리오에서, 초기 태양계에 원래 추가적인 얼음 거대 행성이 포함되었다면 현재의 행성과 유사한 궤도에 있는 4개의 거대한 행성을 보존할 가능성이 증가하는 것으로 보이며, 이는 나중에 목성에 의해 성간 우주로 방출되었다.[8]그러나 이는 지구 행성의 현재 궤도를 보존하는 것과 마찬가지로 비정상적인 결과로 남아 있다.[9][4]

배경

오리지널 니스 모델

원래의 니스 모델에서 공명 교차로는 거대한 행성의 궤도를 빠르게 바꾸는 역동적인 불안정성을 초래한다.원래의 니스 모델은 거의 원형 궤도를 가진 작은 구성의 거대한 행성들로 시작한다.처음에는 외부 원반에서 발원하는 행성상과의 상호작용은 거대한 행성의 천천히 다른 이동을 촉진한다.목성과 토성이 상호 2:1 공명을 교차할 때까지 이 행성에 의한 이주는 계속된다.공명횡단은 목성과 토성의 기이한 점을 흥분시킨다.늘어난 편심들은 천왕성과 해왕성에 동요를 일으키며, 시스템이 혼란스러워지고 궤도가 교차하기 시작할 때까지 편심도를 증가시킨다.행성들 사이의 중력 충돌은 천왕성과 해왕성을 바깥쪽으로 행성들의 원반으로 흩어지게 한다.이 원반은 많은 행성상들을 행성 교차 궤도로 흩어지게 하면서 파괴된다.거대한 행성의 빠른 이동 단계가 시작되고 디스크가 고갈될 때까지 계속된다.이 단계에서 역동적인 마찰은 천왕성과 해왕성의 편심성을 약화시켜 시스템을 안정시킨다.원래의 니스 모델에 대한 수치 시뮬레이션에서 거대 행성의 최종 궤도는 현재의 태양계와 유사하다.[10]

공명 행성 궤도

나이스 모델의 후기 버전은 일련의 공명 속에서 거대한 행성들로 시작한다.이러한 변화는 초기 태양계의 유체역학 모델을 반영한다.이러한 모형에서, 거대한 행성과 가스 원반 사이의 상호작용은 거대한 행성이 중심별을 향해 이동하게 되고, 어떤 경우에는 뜨거운 주피터가 된다.[11]그러나, 다중 행성 시스템에서, 보다 빠르게 이동하는 작은 행성이 외측 궤도 공진에서 포착되면, 이러한 내부 이주가 중단되거나 역전될 수 있다.[12]공명에 토성이 포획된 후 목성의 이주가 1.5AU에서 역전된다고 상정하는 그랜드 택 가설은 이러한 종류의 궤도진화를 보여주는 사례다.[13]토성이 포획되는 공명, 3:2 또는 2:1 공진,[14][15] 그리고 바깥으로 이동하는 범위(있는 경우)는 가스 디스크의 물리적 특성과 행성에 의해 유입되는 기체의 양에 따라 달라진다.[15][16][17]천왕성과 해왕성을 이러한 외부 이동 중에 또는 이후 더 많은 공명 속으로 포획하면 4중 공진 시스템이 나타나며,[18] 몇 가지 안정적인 조합이 확인되었다.[19]가스 디스크의 소산에 이어 외부 디스크의 행성상과의 상호작용에 의해 결국 4중 공명이 깨진다.[20]이 시점에서의 진화는 원래 니스 모델과 유사하며, 4중 공명이 깨진[20] 직후 또는 행성에 의한 이주가 행성을 다른 공명을 가로질러 몰아가는 지연 후에 시작되는 불안정성을 가지고 있다.[19]그러나 목성과 토성이 이 공진에서[15][17] 시작하거나 불안정한 시기에 빠르게 공진을 가로지르기 때문에 2:1 공진에는 느린 접근은 없다.[18]

공명으로부터의 늦은 탈출

거대한 행성상들에 의한 외부 원반 교반은 다발성 행성계에 늦은 불안정성을 유발할 수 있다.명왕성 질량 물체와의 중력 충돌에 의해 행성의 기이성이 흥분되면서 거대 행성의 내부 이동이 일어난다.행성과 행성의 만남이 없더라도 일어나는 이주는 행성의 평균 편심도와 외행성의 반주축 사이의 결합에 의해 추진된다.행성이 공명에 갇혀 있기 때문에 이주를 하게 되면 내빙거인의 기이함도 증가하게 된다.기이성이 증가하면 내빙 거인의 전열 주파수가 바뀌어 세속적인 공명( reson reson)이 교차하게 된다.외부 행성의 4배 공명은 이러한 세속적인 경계 교차 중 하나에서 깨질 수 있다.중력 충돌은 이전에 공명했던 구성에서 행성의 근접성 때문에 바로 그 직후부터 시작된다.이 메커니즘에 의해 야기되는 불안정성의 시기는, 일반적으로 가스 원반이 분산된 후 수억 년 후에 발생하며, 외부 행성과 행성 원반 사이의 거리와는 상당히 독립적이다.업데이트된 초기 조건과 결합하여, 늦은 불안정성을 촉발하기 위한 대체 메커니즘을 Nice 2 모델이라고 불렀다.[20]

목성과 행성의 만남

거대한 행성 이동 중에 목성과 얼음 거인의 만남은 현재의 태양계를 재현하기 위해 필요하다.라몬 브라서, 알레산드로 모르비델리, 로드니 고메스, 클레오메니스 치간리스, 해롤드 레비슨 등 3개 기사에서 거대 행성 이주 중 태양계의 궤도 진화를 분석했다.첫 번째 기사는 가스 거인의 기이한 진동을 재현하기 위해 얼음 거인과 적어도 하나의 가스 거인의 만남이 요구된다는 것을 보여주었다.[21]다른 두 개의 소행성은 목성과 토성이 그들의 궤도를 평탄하게 분리한다면 지구 행성들은 너무 괴이한 궤도를 가질 것이고 너무 많은 소행성들은 큰 경사를 가진 궤도를 가질 것이라는 것을 보여주었다.그들은 이 얼음 거인이 목성과 토성 둘 다와 만나 궤도의 급속한 분리를 야기하여, 내 태양계의 궤도의 분리에 책임이 있는 세속적인 공명을 피할 것을 제안했다.[1][2]

거대한 행성의 기이한 진동을 흥분시키려면 행성들 간의 만남이 필요하다.목성과 토성은 위상에서 벗어나 진동하는 소박한 편심성을 가지고 있는데, 토성이 최소에 도달하면 목성이 최대 편심률에 도달하고 그 반대의 경우도 마찬가지다.공명이 교차하지 않는 거대한 행성의 원활한 이동은 매우 작은 기이한 결과를 낳는다.공명 교차로는 2:1 공명 교차로는 목성의 현재 편심성을 재현하는 비열한 편심성을 자극하지만, 이러한 편심에는 진동을 일으키지 않는다.두 가지 모두를 재현하려면 공진 교차점 조합과 토성과 얼음 거인과의 만남, 또는 가스 거인 하나 또는 둘 다와 얼음 거인을 여러 번 만나야 한다.[21]

거대한 행성들의 원활한 이동 동안 ν5 세속적인 공명은 태양계 내부를 휩쓸며 지구 행성의 기이한 현상을 흥분시킨다.행성이 세속적인 공명 상태에 있을 때, 행성의 궤도의 전열이 동기화되어, 행성들의 상대적 방향과 행성들 사이에 작용하는 평균 토크가 고정된다.토크는 기이한 행성의 변화를 유발하는 행성들 간에 각도 운동량을 전달하고, 만약 궤도가 서로 상대적으로 기울어진다면 그들의 기울기를 전달한다.만약 행성이 세속적인 공명 내에 있거나 그 근처에 머무른다면, 이러한 변화들은 축적되어 기이함과 성향에 상당한 변화를 초래할 수 있다.[22]ν5 세속적 공명이 건너가는 동안 이것은 목성의 기이한 점과 세속적 공명에 소비된 시간에 따라 증가의 크기를 지상의 기이한 현상을 유발할 수 있다.[23]원래의 니스 모델의 경우 목성과 토성의 2:1 공명에 대한 느린 접근은 mars5 세속적 공명의 연장된 상호작용을 초래하고, 이 기이성을 내태양계를 불안정하게 만들 수 있는 수준으로 몰고 가서 잠재적으로 행성들 간의 충돌이나 화성의 방출로 이어질 수 있다.[1][23]나중의 니스 모델 목성과 토성의 2:1 공명을 가로지르는 (또는 그로부터) 이주가 더 빠르고, 지구와 화성의 mars5 공진교차가 짧기 때문에, 경우에 따라서는 그들의 기이함이 과도하게 흥분되는 것을 피할 수 있다.그러나 금성과 수성은 ν5 공명이 나중에 궤도를 넘을 때 관측되는 것보다 훨씬 더 높은 기질에 도달한다.[1]

거대 행성의 원활한 행성 주도 이동은 현재의 소행성 벨트와 달리 소행성 벨트 궤도 분포를 초래하기도 한다.그것이 소행성대를 휩쓸고 지나가면서 secular16 세속적인 공명은 소행성 경사를 흥분시킨다.이어서 cl6 세속공명이 일어나 저인칭 소행성의 괴성을 흥분시킨다.[2]만약 시계가 500만년 이상인 행성계 주도의 이주 과정에서 세속적인 공명이 일어난다면, 나머지 소행성대는 20도 이상의 경사를 가진 소행성 중 상당 부분을 남겨두게 되는데, 이는 현재 소행성대에서 비교적 드물다.[22]ν6 세속 공명과 3:1 평균 운동 공명의 상호 작용도 관찰되지 않는 반주축 분포에 두드러진 덩어리를 남긴다.[2]세속적인 공명이 휩쓸고 있는 것은 만약 거대한 행성 이주가 초기에 일어났다면, 모든 소행성들이 처음에는 낮은 이심률과 기울기 궤도에 있었고,[24] 또한 그랜드 태크 동안 목성의 통로로 소행성의 궤도가 흥분되어 있다면, 너무 많은 고경사 소행성들을 남길 것이다.[25]

얼음 거인과 목성과 토성 둘 다의 만남은 궤도의 분리를 가속화하여 세속적인 공명이 지구 행성과 소행성의 궤도를 휩쓸어가는 영향을 제한한다.지구 행성과 소행성의 궤도를 이탈하는 것을 막기 위해서는 세속적인 공명이 태양계 내부를 빠르게 휩쓸어야 한다.금성의 작은 기이한 점은 이것이 지구상의 최소 이동보다 훨씬 짧은 15만 년 미만의 기간 동안 발생했음을 나타낸다.[22]그러나 목성과 토성의 분리가 얼음 거인과의 중력 충돌에 의해 추진되었다면 세속적인 공명이 휩쓸리는 것은 크게 피할 수 있다.이러한 만남은 목성-토성 기간 비율을 세속적인 공명 교차 현상이 발생하는 범위인 2.1이하에서 2.3이상으로 빠르게구동해야 한다.이 거대한 행성 궤도의 진화는 일부 외부 행성의 편심 궤도를 설명하기 위해 제안된 유사한 과정을 거쳐 점프-주피터 시나리오로 명명되었다.[1][2]

설명

점프-주피터 시나리오는 목성과 토성의 원활한 분리를 일련의 점프로 대체하여 주기율이 2.1–2.3에서 교차함에 따라 내부 태양계를 통한 세속적인 공명(community)을 피한다.[1]점프-주피터 시나리오에서 얼음 거인은 토성에 의해 목성을 가로지르는 궤도 위로 안쪽으로 흩어진 다음 목성에 의해 바깥쪽으로 흩어진다.[2]토성의 반주축은 첫 번째 중력 접촉에서 증가하고 목성은 두 번째 중력 접촉에서 두 번째 축으로 감소하며, 순 결과는 기간 비율의 증가가 된다.[2]수치 시뮬레이션에서 과정은 훨씬 더 복잡할 수 있다: 목성과 토성의 궤도가 분리되는 추세를 보이는 반면, 충돌의 기하학에 따라 목성과 토성의 반주축의 개별 점프는 위아래가 될 수 있다.[6]목성과 토성과의 수많은 만남 외에도, 이 얼음 거인은 다른 얼음 거인과 마주칠 수 있고, 어떤 경우에는 소행성 벨트의 상당 부분을 건널 수 있다.[26]중력 충돌은 1만년에서 10만년에 걸쳐 발생하며,[2] 행성상 원반과의 역동적인 마찰이 얼음 거인의 편심도를 축축하게 하여 토성의 궤도를 넘어 그 위력을 높이거나, 혹은 그 얼음 거성이 태양계에서 배출될 때 끝난다.[9]점프-주피터 시나리오는 원본 니스 모델 용지에 대해 수행된 일부를 포함하여 니스 모델의 수치 시뮬레이션의 하위 집합에서 발생한다.[1]토성이 목성 횡단 궤도에 얼음 거인을 산란시킬 확률은 최초 토성-얼음 거인 거리가 3AU 미만일 때 증가하며, 원래의 니스 모델에 사용된 35-지구 질량 행성 최소 벨트로 인해 일반적으로 얼음 거인이 방출된다.[27]

제5행성

시뮬레이션에서 목성과 마주치는 거대한 행성의 빈번한 손실은 초기 태양계가 5개의 거대한 행성으로 시작되었음을 제안하게 만들었다.점프-주피터 시나리오의 수치 시뮬레이션에서, 얼음 거인은 목성과 토성과의 중력 충돌 후에 배출되는 경우가 많으며, 3개만 있는 4개의 거대한 행성으로 시작하는 행성계를 떠난다.[8][28]고질량 행성상 원반으로 시작하여 4개의 행성계를 안정시키는 것으로 밝혀졌지만, 이 거대한 원반은 얼음 거인과 목성의 만남 이후 목성과 토성의 과도한 이동을 초래하거나 기이한 현상을 감쇠시켜 이러한 만남을 막았다.[8]이 문제는 데이빗 네스보른주가 5개의 거대한 행성으로 시작되는 행성계를 조사하게 했다.수천 개의 시뮬레이션을 수행한 후 그는 5개의 거대한 행성으로 시작하는 시뮬레이션이 외부 행성의 현재 궤도를 재현할 가능성이 10배라고 보고했다.[29]데이비드 네스보니와 알레산드로 모르비델리의 후속 연구는 4개의 외행성의 반주축, 목성의 기이성, 목성과 토성의 기간비에서 <2.1에서 >2.3까지> 점프를 재현하는 초기 공명 구성을 모색했다.최상의 4개 평면 모형의 1% 미만이 이러한 기준을 충족했지만, 목성의 편심성이 가장 재현하기 어려운 가운데, 5개 평면 모형의 약 5%가 성공했다고 판단되었다.[9]콘스탄틴 바티긴과 마이클 브라운의 별도 연구는 최상의 초기 조건을 사용하는 4개 또는 5개의 거대 행성에서 시작하여 현재의 외부 태양계를 재현하는 유사한 확률(4% 대 3%)을 발견했다.[30][28]그들의 시뮬레이션은 행성의 최소 원반이 외부 행성에 가깝게 배치되어 행성의 만남이 시작되기 전에 일정 기간의 이동을 초래한다는 점에서 차이가 있었다.기준으로는 목성과 토성의 기이성의 진동 재현, 해왕성의 기이도가 0.2를 넘은 시기, 뜨거운 고전적 카이퍼 벨트 물체가 포착된 기간, 원시적 냉기 고전적 카이퍼 벨트의 보유 등이 포함됐지만 [30]목성과 토성의 기간 비율 점프는 제외됐다.[9]그들의 결과는 또한 만약 해왕성의 편심률이 0.2를 초과한다면, 차가운 고전적 벨트를 보존하기 위해서는 얼음 거성이 1만년 안에 배출되어야 할지도 모른다는 것을 보여준다.[28]

불안정 이전의 해왕성 이동

행성상 만남이 시작되기 전에 해왕성이 행성의 최소 원반으로 이동하는 것은 목성이 상당한 편심성을 유지할 수 있게 하고 제5의 얼음 거성이 방출된 후 이동을 제한할 수 있게 한다.목성의 기이함은 공명이 교차하고 얼음 거인과 중력이 맞닥뜨려 흥분하며 행성의 원반과의 세속적인 마찰로 인해 축축해진다.세속적인 마찰은 행성의 궤도가 갑자기 변화하여 행성들의 궤도를 흥분시키고 시스템이 이완됨에 따라 행성의 기이함과 기울기를 감소시킬 때 발생한다.만약 행성들이 다면체 구성을 떠난 직후 중력 충돌이 시작된다면, 이것은 목성에게 작은 편심성을 남긴다.그러나, 만약 해왕성이 처음으로 바깥으로 이동하면, 해왕성의 질량이 감소하고 행성의 편심 및 기울기가 흥분된다.나중에 공명이 이것을 건너는 것에 의해 행성과의 만남이 촉발되면 목성의 기이함이 유지될 수 있도록 세속적인 마찰의 영향을 덜 받게 된다.원반의 작은 질량은 또한 5번째 행성의 방출에 따른 목성과 토성의 분열을 감소시킨다.이를 통해 목성과 토성의 기간 비율은 행성상 디스크가 제거되면 현재 값을 초과하지 않고 행성상 만남 동안 2.3을 뛰어넘을 수 있다.비록 바깥 행성의 궤도의 이러한 진화는 현재의 태양계를 재현할 수 있지만, 니스 2 모델에서와 같이 바깥 행성과 행성 최소 원반 사이의 상당한 거리에서 시작되는 것은 시뮬레이션에서의 전형적인 결과가 아니다.[9]만약 디스크의 안쪽 가장자리가 해왕성 궤도의 2AU 이내에 있었다면 행성상 만남이 시작되기 전에 해왕성의 행성상 디스크로 확장된 이동이 일어날 수 있다.이 이동은 원행성 원반이 소멸한 직후에 시작되어 초기 불안정을 초래하며, 대행성이 3:2, 3:2, 2:1, 3:2 공명 사슬에서 시작되었을 가능성이 가장 높다.[31]

만약 해왕성이 더 먼 행성의 원반을 향해 느린 먼지 주도의 이동을 처음 겪었을 때 늦은 불안정성이 발생할 수 있다.5개의 행성 시스템이 4억년 동안 안정적으로 유지되려면 행성의 최소 원반 안쪽 가장자리가 해왕성의 초기 궤도를 넘어 몇 AU가 되어야 한다.이 원반 내의 행성들 사이의 충돌은 충돌 폭포에서 먼지로 떨어진 파편들을 만들어낸다.이 먼지는 포앵팅-로버트슨 항력으로 인해 안쪽으로 떠내려가 결국 거대한 행성의 궤도에 도달한다.먼지와 중력 상호작용은 거대한 행성들이 가스 원반이 소산된 후 약 1천만년 후에 공명 사슬에서 탈출하게 한다.그리고 나서 중력 상호작용은 해왕성이 디스크의 안쪽 가장자리에 접근할 때까지 천천히 먼지로 인한 행성의 이동을 초래한다.해왕성을 디스크로 보다 빠른 행성 중심 이동은 공명 교차 이후 행성의 궤도가 불안정해질 때까지 계속된다.먼지 주도의 이동은 해왕성의 궤도와 먼지 원반의 내부 가장자리 사이의 초기 거리에 따라 7–22의 지구 질량을 필요로 한다.먼지로 인한 이동 속도는 행성이 마주치는 먼지의 양이 줄어들면서 시간이 지날수록 느려진다.그 결과, 불안정성의 타이밍은 크기 분포와 행성의 강도 등 먼지 발생의 비율을 조절하는 요인에 민감하다.[31]

초기 태양계에 대한 시사점

점프-주피터 시나리오는 원래의 니스 모델과 많은 차이를 초래한다.

목성과 토성의 궤도의 급속한 분리는 세속적인 공명을 내태양계를 빠르게 가로지르게 한다.소행성 띠의 중심부에서 제거된 소행성의 수가 줄어들어 소행성 띠의 내측 연장이 암석 임팩터의 주요 근원으로 남게 된다.선택된 점프-주피터 모델에서 지상 행성의 낮은 편심률을 보존할 가능성은 20% 이상으로 증가한다.소행성 띠의 궤도의 변경은 제한적이기 때문에, 소행성 띠의 고갈과 그 궤도의 흥분은 더 일찍 일어났을 것이다.그러나, 소행성 궤도는 원대한 태크로 생성된 궤도 분포를 현재의 소행성 벨트로 이동시키고, 충돌 가족을 분산시키고, 커크우드 화석의 간격을 제거하기 위해 충분히 변형된다.소행성대를 가로지르는 거대한 얼음덩어리는 얼음으로 뒤덮인 행성들을 내부 소행성대에 이식할 수 있게 한다.

태양계 밖에서는 얼음 행성이 목성의 반주축이 얼음 거성과 마주칠 때 목성의 반주축이 점프할 때 목성 트로이 목성으로 잡힌다.목성은 또한 이러한 만남 동안 세 가지 신체 상호작용을 통해 불규칙한 위성을 포착한다.목성의 일반 위성의 궤도는 혼란스럽지만, 시뮬레이션의 약 절반은 관측된 궤도와 유사한 궤도로 남아 있다.얼음 거인과 토성 사이의 만남은 이아페토스의 궤도를 어지럽히고 그것의 성향에 책임이 있을 수 있다.명왕성이 질량을 가진 물체들에 의한 외부 원반의 역동적인 흥분과 그 낮은 질량은 토성의 달들의 폭격을 감소시킨다.토성의 기울기는 넵튠과 스핀오비트 공명에 포착되면 획득된다.행성상적 만남이 시작되기 전에 해왕성이 행성상적 원반으로 느리고 확장된 이동은 카이퍼 벨트를 넓은 기울기 분포로 남긴다.넵튠의 반주축이 이전 이주 탈출 과정에서 2:1 공진에서 포착된 얼음 거대 물체와 마주친 후 밖으로 튀어나올 때, 비슷한 반주축의 낮은 기울기의 물체 덩어리가 남게 된다.바깥쪽 점프도 3:2 공명의 물체를 방출해 넵튠의 이동 끝에 남아 있는 저경사 플루토늄의 수를 줄인다.

후기 집중 폭격

후기 중폭격의 대부분의 암석 충돌체는 소행성대의 내부 연장선에서 발생하여 작지만 오래 지속되는 폭격이다.소행성대의 가장 안쪽에 있는 지역은 현재 secular6 세속적 공명이 존재하여 인구가 희박하다.그러나 초기 태양계에서는 이 공명이 다른 곳에 위치했고 소행성대가 더 안쪽으로 확장되어 화성을 가로지르는 궤도로 끝이 났다.[5]거대한 행성이 이주하는 동안 ν6 세속적인 공명은 처음 소행성대를 빠르게 횡단하여 원래의 니스 모델보다 훨씬 적은 질량의 약 절반을 제거했다.[2]행성들이 현재 위치에 도달했을 때 ν6 세속적인 공명은 가장 안쪽의 소행성의 궤도를 불안정하게 만들었다.이들 중 일부는 후기 중폭격을 개시하기 위해 궤도를 건너는 행성으로 빠르게 진입했다.다른 것들은 준안정적인 더 높은 경사의 궤도에 진입했고, 후에 확장된 충격 꼬리를 생성했고, 작은 잔해가 헝가리아족으로 살아남았다.[5]불안정한 물체의 궤도 이심률과 기울기가 증가하면서 충격 속도도 높아져 달 분화구의 크기 분포가 달라졌고,[32] 충돌 생성 시 소행성 띠의 충돌 용해도 나타났다.[33]가장 안쪽(또는 E-벨트) 소행성은 41억~37억년 전 달에서 9개의 분지형식 충돌로 추정되며 소행성 띠의 중심부에서 3개가 더 생겨났다.[5]원래 니스 모델에서 LHB의 일부인 사전 커넥타리아 분지는 [34]내부 태양계로부터 남은 행성상들의 영향 때문인 것으로 생각된다.[5]

금성폭격의 규모도 줄어든다.바깥으로 이동하는 거대한 행성들은 바깥 행성들의 최소 원반을 교란하여 얼음으로 뒤덮인 행성상들이 궤도를 가로지르는 행성으로 들어가게 한다.그들 중 일부는 목성에 의해 목성-가족 혜성의 궤도와 유사한 궤도로 변한다.이들은 궤도의 상당 부분을 태양계 내부를 가로지르는 데 소비하며 지구 행성과 달에 영향을 미칠 가능성을 높인다.[35]원래의 니스 모델에서 이것은 소행성 폭파와 유사한 크기의 유성 폭격을 초래한다.[34]그러나 이 시대부터 암석으로부터 검출된 이리듐의 낮은 수치는 운석폭격의 증거로 인용되어 왔으나,[36] 달 암석에서의 높은 사이다성 원소의 혼합,[37] 임팩터 파편에서의 산소동위원소 비율과 같은 다른 증거들은 운석폭격과 일치하지 않는다.[38]달 분화구의 크기 분포도 소행성 분포와 대체로 일치해 폭격이 소행성에 의해 지배당했다는 결론이 나온다.[39]혜성에 의한 폭격은 여러 가지 요인에 의해 줄어들었을지도 모른다.명왕성이 질량을 가진 물체에 의한 궤도의 교반으로 얼음 행성들의 궤도의 기울기가 흥분되어 목성-가족 궤도로 들어가는 물체의 분율이 1/3에서 1/10로 감소한다.5개의 평면 모델에 있는 외부 디스크의 질량은 원래 니스 모델의 약 절반이다.폭격의 규모는 얼음 행성들이 상당한 대량 손실을 입거나 태양계 내부로 진입하면서 해체되었기 때문에 더 줄어들었을 수 있다.이러한 요소들의 조합은 추정된 가장 큰 충격 분지를 임브리움 분지의 대략 절반 크기인 마레 크리스튬 크기로 감소시킨다.[35]이 폭격의 증거는 나중에 소행성에 의한 충격에 의해 파괴되었을지도 모른다.[40]

니스 모델과 후기 중폭격기와의 연관성에 대해 많은 문제가 제기되었다.달 정찰궤도선의 지형 데이터를 이용한 분화구 수는 소행성대의 크기 분포에 비해 큰 충돌 기준과 비교했을 때 작은 분화구 수가 많다는 것을 발견한다.[41]그러나 E벨트가 소수의 대형 소행성들 사이의 충돌의 산물이었다면, 작은 몸체의 분율이 더 큰 소행성 벨트의 그것과 다른 크기 분포를 가졌을지도 모른다.[42]최근 한 연구에서는 소행성의 내부 띠에서 발생한 폭격으로 달 분지가 2개밖에 나오지 않으며 고대 충격 첨탑 침대를 설명하기에는 불충분하다는 사실을 밝혀냈다.대신, 이것은 충격 분화구의 크기 분포와 더 잘 어울릴 것이라고 언급하면서, 거대한 충격으로 인한 잔해들이 원인이었음을 시사한다.[43]소행성 벨트가 아마도 후기 중폭포의 근원이 아니라는 것을 발견하면서 두 번째 작품이 일치한다.운석 임팩터의 직접적인 증거가 없다는 점에 주목하면서, 그것은 남은 행성이 대부분의 충격의 근원이었으며 나이스 모델 불안정성이 일찍 일어났을 수 있다고 제안한다.[44]그러나 다른 크레이터 스케일링법을 사용할 경우, 나이스 모델은 라이트 헤비 폭격과 최근의 충격 크레이터로 인한 영향을 발생시킬 가능성이 더 높다.[45][46]

지구 행성

목성과 토성의 시기 비율이 2.1 이하에서 2.3 이상으로 빠르게 교차하는 거대한 행성 이동은 지구 행성을 현재의 궤도와 비슷한 궤도로 남겨둘 수 있다.행성 그룹의 편심 및 기울기는 원형 동일 평면 궤도에서 궤도의 차이를 측정한 각도 운동량 적자(AMD)로 나타낼 수 있다.브래서, 월시, 네스보니의 연구는 선택된 점프-주피터 모델을 사용할 때 AMD가 처음에 현재 값의 10~70% 사이였다면 현재 각운동량 적자는 수치 시뮬레이션에서 재현될 수 있는 합리적인 확률(약 20%)을 갖는다는 것을 발견했다.이러한 시뮬레이션에서 화성의 궤도는 크게 변하지 않아 화성의 초기 궤도가 다른 행성에 비해 더 편심하고 기울어져 있었을 것이라는 것을 알 수 있다.[3]본 연구에서 사용된 점프-주피터 모델은 일반적이지 않았지만 목성과 토성의 주기 비율이 2.3 이상으로 증가하면서 외부 태양계의 다른 측면을 재현하면서 5% 중에서 선택되었다.[9]

내부와 외부 태양계를 모두 재현하는 늦은 불안정성을 가진 점프-주피터 모델의 전반적인 성공률은 작다.카이브와 체임버스는 공명 체인에 있는 5개의 거대한 행성과 목성과 토성을 3:2의 공명으로 시작하여 다수의 시뮬레이션을 실시했을 때 85%는 지상 행성을 상실하고 5% 미만이 현재의 AMD를 재생산하며 1%만이 AMD와 거대 행성 궤도를 모두 재생산한다.[4]세속적인 경계 교차 외에도, 목성이 얼음 거인과 마주쳤을 때 목성의 기이한 점프는 지상 행성의 궤도를 흥분시킬 수도 있다.[23]이로 인해 그들은 니스 모델 이주가 지상 행성이 형성되기 전에 일어났고 LHB가 또 다른 원인이 있다는 것을 제안하게 되었다.[4]그러나 목성-토성 주기 비율이 2.3 이상으로 뛰어야 현재의 소행성대를 재현할 수 있다는 요건에 의해 조기 이주의 이점이 크게 줄어든다.[24][25]

초기 불안정은 화성의 낮은 질량의 원인이 될 수 있다.만약 불안정이 일찍 일어난다면, 화성 지역의 배아와 행성들의 기이한 현상이 흥분되어 많은 배아들이 배출된다.이것은 화성의 성장을 일찍 끝내고 지구와 금성에 비해 화성을 더 작게 만드는 물질을 빼앗는다.[47]

점프-주피터 모델은 수성 궤도의 편심성과 기울기를 재현할 수 있다.수성의 괴벽은 목성과 세속적인 공명을 건널 때 흥분한다.상대론적 효과가 포함되면 수성의 전착률이 빨라져 이 공진교차의 영향이 감소하고, 현재 가치와 유사한 편심성이 작아진다.수성의 성향은 그것이나 금성이 천왕성과 세속적인 공명을 교차시킨 결과일 수도 있다.[48]

소행성대

소행성대를 통과하는 공진의 빠른 이동은 그것의 인구와 그것의 궤도 원소의 전체적인 분포를 크게 보존할 수 있다.[2]이 경우 소행성대의 고갈, 분류학급 혼합, 궤도의 변화로 인해 경사의 분포가 10° 가까이 정점에 달하고 기이도가 0.1에 가깝게 정점에 달했을 것이다.[26]이는 지구 행성과의 상호작용에 의해 더 높은 편심 소행성의 초과가 제거된다면 목성의 그랜드 태크의 산물일 수 있다.[49][26]소행성대에 내장된 행성 배아에 의한 중력 교반도 그것의 고갈, 혼합, 흥분 등을 일으킬 수 있다.[50]그러나 모든 배아가 아니라면 대부분의 배아가 불안정해지기 전에 사라졌을 것이다.[2]소행성 유형의 혼합은 행성이 형성되는 동안 소행성이 벨트로 흩어진 결과일 수 있다.[51][52]초기에는 목성과 토성의 궤도가 공명에 있는 동안 혼란스러워진다면 소행성대를 가로질러 날아온 세속적인 공명 때문에 작은 규모의 소행성 벨트가 그 기울기와 기이한 현상을 흥분시킬 수 있을 것이다.[53]

만약 이 얼음 거인이 목성 횡단 궤도를 건너는 데 수십만 년을 보낸다면, 소행성의 궤도는 불안정 기간 동안 흥분될 수 있다.이 기간 동안 얼음 거성과 목성 사이의 수많은 중력 충돌은 목성의 반주축, 편심, 기울기에 빈번한 변화를 일으킬 것이다.목성이 소행성의 궤도와 그것이 가장 강한 반주축에 가하는 힘도 다양해져 현재 수준에 도달하거나 초과할 수 있는 소행성 궤도를 혼란스럽게 만들 것이다.가장 높은 편심 소행성은 나중에 지구 행성과의 만남에 의해 제거될 것이다.그러나 이 과정에서 지구 행성의 기이성은 현재의 값을 넘어 흥분되기 때문에 이 경우 그 불안정이 형성되기 전에 일어나야 한다.[54]불안정한 상태에서 배아에 의한 중력 교반으로 인해 불안정한 궤도에 진입한 소행성의 수가 증가하여 질량의 99-99.9%가 손실될 수 있다.[47]

공명이 휩쓸고 얼음덩어리가 소행성 띠에 침투하면 후기 중폭격기 또는 그 이전에 형성된 소행성 충돌 가족이 분산된다.충돌 가족의 성향과 기이함은 내부의 평균 운동 공명 등 광범위한 세속적인 공명 때문에 분산되고 기이함이 가장 큰 영향을 받는다.거대한 얼음 덩어리와의 긴밀한 만남에 의한 동요는 한 가족의 반주요 축을 확산시키는 결과를 낳는다.따라서 대부분의 충돌가족은 계층적 군집화 방법과 같은 기법에 의해 식별이 불가능하게 되고,[55] 베스타에 대한 충돌에서 비롯된 V형 소행성은 중외 소행성 벨트로 분산될 수 있다.[56]그러나 이 거대한 얼음덩어리가 소행성대를 건너는 데 짧은 시간을 보냈다면 야르코프스키 효과에 의해 생성된 반주축 대 절대치수 플롯에서 V자 모양의 무늬를 확인함으로써 일부 충돌가족을 알아볼 수 있을 것이다.[57][58]현재의 낮은 충돌률 때문에 LHB 기간 동안 형성되었다고 생각되는 힐다 그룹의 하위 집합체인 힐다 충돌 가족의 생존은 얼음 거인이 퇴장하면서 힐다가 3:2 공명에 점프 캡쳐를 한 후 생겨난 탓일 것이다.[59][26]거대한 얼음덩어리에 의한 반주축의 교반도 불안정 이전에 형성된 커크우드 화석의 틈새를 없앨 수 있다.[53]

외부 원반에서 나온 행성상들은 소행성대의 모든 부분에 박혀 있고, P형, D형 소행성으로 남아 있다.목성의 공명이 소행성대를 휩쓸고 있는 동안, 외부 원반 행성들은 그 내부 공진에 의해 포착되어 이러한 공진에서 세속적인 공명을 통해 기이한 현상을 낮춰 진화하고, 목성의 공진이 이동함에 따라 안정된 궤도로 방출된다.[60]다른 행성들은 얼음 거인과 마주치는 동안 소행성대에 착상되는데, 얼음 거인의 근위축보다 높은 아펠리아를 직접적으로 남겨두거나, 공진에서 제거해 버린다.얼음 거인과 마주치는 동안 목성의 반주축으로 점프하면 공진 위치를 이동시켜 일부 물체를 방출하고 다른 물체를 포획한다.마지막 점프 후에 남은 많은 사람들은 목성이 현재 위치로 이동하면서 그 휘몰아치는 공명들에 의해 포착된 다른 것과 함께 힐다스, 툴레, 그리고 2:1 공명 같은 공명 집단의 일부로 살아남는다.[61]소행성대에서 발원한 물체도 힐다 인구 가운데 몇 개와 함께 2:1 공진에서 포획할 수 있다.[62][26]거대 얼음덩어리가 소행성대에 진입하는 소수는 2.5AU 미만의 반주축의 내측 소행성대에 도달하는 얼음 행성들을 소행성대에 더 멀리 이식할 수 있게 한다. 어떤 물체들은 나중에 확산이나 야르코프스키 효과로 인해 불안정한 공명 속으로 표류하여 지구 교차 궤도에 진입하기도 한다.e Tagish Lake 운석은 지구 바깥쪽 원반에서 발원한 물체의 파편을 나타낸다.이 공정에 대한 수치 시뮬레이션은 P-형 소행성의 분포와 가장 큰 물체의 크기를 대략 재현할 수 있으며, 10km 미만의 물체의 초과가 충돌이나 야르코프스키 효과에 의한 손실에 기인하는 것과 같은 차이와 모델 내 행성의 특정한 진화 등의 차이를 보인다.[61]

트로이 목마

대부분의 목성 트로이 목성과 얼음 거인 사이의 중력 충돌 직후에 점프 포획된다.이러한 만남 동안 목성의 반주축은 0.2AU만큼 점프하여 L4와 L5 지점을 방사상으로 대체하고 기존의 목성 트로이 목성을 방출할 수 있다.새로운 목성 트로이 목성의 새로운 반주축과 유사한 반주축의 행성을 가진 행성들의 개체군에서 새로운 목성 트로이 목성 트로이 목성 트로이 목성은 목성의 새로운 반주축과 유사한 반주축의 행성에서 포획된다.[6]포획된 트로이 목마들은 광범위한 경사와 기이성을 가지고 있는데, 이는 외부 원반의 원래 위치에서 이주하면서 거대한 행성들에 의해 흩어진 결과물이다.일부 트로이 목마는 공동주변지역이 일시적으로 혼돈상태에 빠짐에 따라 약한 목차를 건널 때 포획되고 다른 트로이 목마는 유실된다.[6][63]목성과의 마지막 만남 이후 이 얼음 거인은 목성의 트로이 목성 무리 중 하나를 통과하여 많은 것을 산란시키고 개체수를 감소시킬 수 있다.[6]시뮬레이션에서 포착된 목성 트로이 목성의 궤도 분포와 L4와 L5 모집단 사이의 비대칭은 현재의 태양계와 유사하며 목성의 접촉 이력과 대체로 독립적이다.목성 트로이 목성의 현재 모집단 포획에 필요한 행성상 디스크 질량의 추정치는 15-20개의 지구 질량이며, 외부 태양계의 다른 측면을 재현하는 데 필요한 질량과 일치한다.[6][22]

행성은 또한 해왕성의 반조르 축이 점프를 할 때 불안정할 때 해왕성 트로이 목마로 잡힌다.[64]넵튠 트로이 목마들의 넓은 경사 분포는 궤도의 기울기가 포획되기 전에 흥분되었을 것임을 나타낸다.[65]과거 천왕성과 해왕성이 2:1 공명에 가까웠기 때문에 해왕성 트로이 목마는 줄어들었을 것이다.[66]

불규칙 위성

목성은 불규칙한 위성의 개체수를 포착하고 토성 개체수의 상대적 크기를 증가시킨다.행성들 사이의 중력 충돌 동안, 한 거대한 행성 주위에 있는 결합되지 않은 행성들의 쌍곡선 궤도는 다른 행성의 존재에 의해 동요된다.기하학과 속도가 맞다면, 이 3-신체 상호작용은 행성이 분리될 때 행성을 바운드된 궤도에 남겨둔다.비록 이 과정은 되돌릴 수 있지만, 가능한 원시 위성을 포함한 느슨하게 묶인 위성도 이러한 만남 동안 탈출할 수 있고, 단단히 묶인 위성은 남아 있고, 일련의 만남에 따라 불규칙한 위성의 수가 증가한다.그 만남에 이어 코자이 공명으로 60~130도 기울어진 위성이 유실되고, 보다 먼 프로그램 위성이 이브이브 공명으로 소실된다.[67]위성들 간의 충돌은 가족의 형성과 상당한 질량의 손실 그리고 크기 분포의 변화를 초래한다.[68]시뮬레이션에서 포착된 목성의 불규칙한 위성의 개체수와 궤도는 관측과 대체로 일치한다.[7]소행성대 가운데 소행성과 유사한 스펙트럼을 가진 히말라야는 시뮬레이션에서 포착된 최대 크기보다 다소 크다.[69]원시 물체일 경우 일련의 중력 충돌에서 생존할 확률은 0.01 - 0.3이며, 숫자가 증가할수록 승산이 감소한다.[7]토성은 점프-주피터 시나리오에서 얼음 거인과 더 자주 마주치게 되고, 천왕성과 해왕성은 그것이 다섯 번째 거성이었다면 만남이 적다.이는 원래 니스 모델에 비해 천왕성과 해왕성에 비해 토성의 개체수를 늘려 관측치와 더 가까운 일치를 만들어낸다.[7][70]

일반 위성

목성의 일반 위성의 궤도는 거대한 행성들 사이의 충돌에도 불구하고 역동적으로 차갑게 유지될 수 있다.행성들 사이의 중력 충돌은 그들의 위성의 궤도를 어지럽히고, 흥미진진한 경향과 편심, 그리고 반주축들을 변화시킨다.만약 이러한 충돌로 인해 위성의 충돌이나 회피 또는 목성의 달 Io, Europa, Ganymede의 라플라스 공명의 붕괴와 같은 관측과 일치하지 않는 결과가 나온다면, 이는 점프-쥬피터 모델에 대한 증거를 제공할 수 있을 것이다.시뮬레이션에서, 위성의 충돌이나 방출은 가능성이 낮은 것으로 밝혀져, 거대한 얼음덩어리가 목성의 0.02AU 이내에 접근해야 했다.조석 상호작용은 종종 그들의 탈환으로 이어지지만 라플라스 공명을 혼란스럽게 하는 더 먼 만남은 더 흔했다.[71]점프-주피터 모델의 민감한 테스트는 해일 상호작용에 의해 축축하지 않는 캘리스토의 궤도의 기울기이다.칼리스토의 성향은 한 연구에서 시험한 10개의 5행성 모델 중 6개 모델에서 미미했으며(주피터가 관측과 일치하는 불규칙한 위성을 획득한 모델 포함),[72] 또 다른 하나는 목성이 칼리스토의 궤도를 42%[73]로 동적으로 차갑게 유지하면서 5번째 거대 행성을 분출할 가능성을 발견했다.칼리스토 역시 라플라스 공명의 일부였을 가능성은 희박하다. 왜냐하면 그것을 현재의 궤도로 끌어올리는 만남은 과도한 기울기를 남기 때문이다.[71]

행성들 사이의 만남은 다른 행성들의 달의 궤도를 혼란스럽게 한다.토성의 달 이아페투스는 만약 이 얼음 거인의 가장 가까운 접근법이 토성의 적도 평면에서 벗어났다면 현재의 기울기에 흥분할 수 있었을 것이다.만약 토성이 마주치기 전에 기울기를 획득했다면 토성 라플라스 평면의 기울기는 토성과의 거리에 따라 달라지기 때문에 이아페투스의 기울기도 반주축의 여러 변화로 흥분할 수 있었다.시뮬레이션에서, Iapetus는 시험한 점프-주피터 모델 10개 중 5개에서 현재의 경향에 흥분했지만, 3개는 과도한 편심성을 남겼다.오베론의 작은 성향 보존은 천왕성이 목성과 토성과 마주치는 4개의 행성 모델보다 천왕성과 얼음 거구의 만남이 몇 번 되지 않는 5개의 행성 모델을 선호한다.천왕성의 달 오베론의 낮은 기울기 0.1°는 행성 5개 모델 중 9개 모델에서 보존된 반면, 4개 행성 모델에서는 보존 가능성이 낮은 것으로 나타났다.[72][74]행성의 만남은 오베론 궤도를 넘어 천왕성의 정기위성이 없는 것도 원인일 수 있다.[74]

충돌로 인한 내부 위성으로부터의 아이스의 손실이 감소한다.행성들이 외부 행성의 위성에 미치는 수많은 영향은 후기 중폭격기 동안 발생한다.원래의 니스 모델에 의해 예측된 폭격에서, 이러한 충격은 미마스, 엔셀라두스, 미란다의 아이스를 기화하기에 충분한 열을 발생시킨다.[75]5개의 행성 모델에서 더 작은 질량 행성 최소 벨트는 이 폭격을 감소시킨다.게다가, 나이스 2 모델에서 명왕성이 질량을 가진 물체들에 의한 중력 교반작용은 행성들의 기울기와 편심성을 흥분시킨다.이것은 거대한 행성에 대한 그들의 속도를 증가시키고, 중력 집중의 효과를 감소시키며, 따라서 내부 위성에 영향을 미치는 행성들의 비율을 감소시킨다.이것들을 합치면 폭격을 엄청나게 줄일 수 있다.[76]Iapetus에 대한 영향 추정치는 또한 원래의 Nice 모델의 20% 미만이다.[77]

그 충격들 중 일부는 치명적이어서 내부 위성의 붕괴를 초래한다.원래 니스 모델의 폭격에서 이것은 토성과 천왕성의 위성들 중 몇 개의 붕괴를 초래할 수 있다.폭격의 규모 감소 명령은 디오네와 아리엘의 파괴를 피하지만 미란다, 미마스, 엔셀라두스, 그리고 아마도 테티스는 여전히 혼란에 빠질 것이다.이들은 교란된 인공위성의 재확산으로 형성된 2세대 위성일 수 있다.이 경우 미마스는 구별되지 않을 것으로 예상되며 테티스의 낮은 밀도는 주로 파괴된 조제자의 맨틀에서 형성되기 때문일 수 있다.[78]또는 그들은 거대한 토성 고리로부터 나중에,[79] 혹은 심지어 마지막 세대의 달들이 궤도 불안정으로 파괴된 후 100Myr 전까지만 해도 그랬을지도 모른다.[80]

거대한 행성은 기울어진다.

목성과 토성의 기울기는 스핀 오빗 공진에 의해 만들어질 수 있다.스핀오비트 공명은 행성의 스핀 축의 전처리 주파수가 다른 행성의 상승 노드의 전처리 주파수와 일치할 때 발생한다.이러한 주파수는 행성의 반주축과 행성의 원반 질량을 가진 행성 이동 중에 변한다.목성의 작은 기울기는 예를 들어, 행성상 만남이 시작되기 전 해왕성의 초기 이동 동안에 해왕성의 기울기가 작은 반면, 해왕성과의 스핀-오르빗 공명이 빠르게 교차했기 때문일 것이다.또는 목성의 반주축이 점프할 때 그 교차 현상이 일어났다면, 그것은 천왕성과 스핀-오비트 공명에 현재 근접해 있기 때문일 것이다.토성의 큰 기울기는 해왕성이 이주가 끝날 무렵 천천히 현재의 궤도에 접근하면서 넵튠과 스핀오르비트 공명에 포착되면 획득할 수 있다.[81]목성과 토성의 마지막 기울기는 행성의 마지막 위치에 매우 민감하다: 천왕성이 현재의 궤도를 넘어 이주한다면 목성의 기울기는 훨씬 더 클 것이고, 해왕성의 이동이 일찍 끝났거나 공명 교차 속도가 더 빨랐다면 토성의 기울기는 훨씬 더 작아질 것이다.거대 행성의 최종 위치가 현재의 태양계와 유사한 시뮬레이션에서도 목성과 토성의 기울기는 10% 미만으로 재현된다.[82]

카이퍼 벨트

여러 AU를 포함하는 해왕성의 느린 이동은 광범위한 기울기 분포의 카이퍼 벨트를 초래한다.해왕성은 바깥쪽으로 이동하면서 행성상 원반에서 큰 반주축의 궤도로 많은 물체를 분산시킨다.이 행성들 중 일부는 해왕성의 평균 운동 공진에서 포착된다.평균 운동 공명에 있는 동안, 그들의 궤도는 코자이 메커니즘과 같은 과정을 통해 진화할 수 있고, 그들의 편심성을 줄이고 그들의 편심성을 증가시킬 수 있다. 또는 편심 공진과 목절 공진을 통해 각각 편심 및 편심 공진을 변화시킬 수 있다.저극성 고펄리온 궤도에 도달하는 물체는 평균운동 공명으로부터 탈출할 수 있으며, 넵튠의 이주가 계속됨에 따라 안정적인 궤도에 남게 된다.[83][84]고전적인 고전적 카이퍼 벨트 객체의 기울기 분포는 수치 시뮬레이션에서 재현된다. 해왕성은 지수 시간 척도가 1,000만년인 24AU에서 28AU로 완만하게 이주한 후 다섯 번째 거대 행성과 마주쳤을 때 밖으로 뛰어내리고 그 이후 3,000만년 지수 시간 척도를 갖는다.[85]이 이동의 느린 속도와 확장된 거리는 공명기가 뜨거운 고전적인 물체가 포착되어 나중에 침전되는 카이퍼 벨트 지역에 도달하기 전에 경사가 흥분될 수 있는 충분한 시간을 제공한다.[86]해왕성이 다섯 번째 거대 행성인 고전적인 카이퍼 벨트 물체와의 조우 후 0.12 이상의 기이한 상태에 도달하면 세속적인 강제력에 의해서도 포획될 수 있다.세속적인 강제력은 물체의 기이함을 진동시켜, 일부는 해왕성이 낮은 기이점에 도달하면 안정되는 더 작은 기이 궤도들에 도달할 수 있게 한다.[87]카이퍼 벨트 객체의 기울기는 공명 밖의 세속적인 공명에도 흥분할 수 있지만, 기울기 분포가 넵튠의 이동 속도를 확실히 결정하는 데 사용되는 것을 막는다.[88]

넵튠의 이주가 끝날 때 평균 운동 공명 속에 남아 있는 물체는 플루토늄과 같은 공명 집단을 형성한다.넵튠의 이동 끝에 차가운 고전적인 물체를 닮은 낮은 기울기의 물체는 플루토늄 사이에 거의 남아 있지 않다.넵튠 반주축의 바깥쪽 점프는 처음에 넵튠의 3:2 공명이 바깥쪽으로 쓸려 나가는 것으로 포착된 저선행 저선심 물체를 방출한다.이후 세속적인 공명이 서서히 앞을 휩쓸면서 기울기와 기이함이 들끓어 저성향의 플루토늄 포획이 크게 저지되었다.[85][89]넵튠의 느린 이동은 또한 물체가 공진에서 포착되기 전에 큰 기울기에 도달하고 공진에서 벗어나지 않고 낮은 편심도로 진화할 수 있게 한다.[86]초기 반주축이 30AU를 초과하는 행성의 수는 해왕성의 5:4와 4:3 공진에서 물체의 과잉을 피하기 위해 작았을 것이다.[90]

해왕성과 명왕성이 질량화된 물체들 사이의 만남은 공진에서 카이퍼 벨트 물체의 분율을 감소시킨다.넵튠의 이주를 주도하는 행성들과 중력이 충돌하는 동안 속도가 변화하면 반주축에 작은 점프를 일으켜 매끄러운 대신 곡물 같은 이주를 하게 된다.이 거친 이동에 의해 발생하는 공명 위치의 이동은 공명 물체의 천칭 진폭을 증가시켜 많은 사람들이 불안정하게 되고 공명으로부터 탈출하게 한다.플루토늄에 대한 뜨거운 고전적 물체 대 플루토 질량 물체의 관측 비율은 1000–4000개의 명왕성 질량 물체(즉, 큰 왜성) 또는 명왕성보다 두 배나 큰 약 1000개의 물체를 포함하는 시뮬레이션에서 가장 잘 재현되며, 20-지구 질량 행성 원반의 10–40%를 차지하며, 이 초기 원반의 약 0.1%가 카이퍼 벨의 다양한 부분에 남아 있다.t. 곡물 이동은 또한 해왕성과의 2:1 공진 및 5:2 공진에서 물체에 상대적인 플루토늄의 수를 감소시키고, 천장 진폭의 분포가 좁은 플루토노의 개체 수를 발생시킨다.[85]명왕성 질량이 많은 물체는 카이퍼 벨트의 크기 분포가 일정한 기울기에서 여러 편차를 가져야 한다.[91]

차가운 고전적인 카이퍼 벨트 물체의 알맹이는 해왕성이 다섯 번째 거대한 행성과 마주쳤을 때 남겨진다.커널은 작은 편심 및 기울기를 가진 카이퍼 벨트 객체의 농도로, 캐나다-프랑스 에크리틱 평면 조사에서 확인된 44–44.5 AU의 반주축이 있다.[92]넵튠이 바깥쪽으로 저흡수성 저편심 물체를 이동시킬 때 2:1 평균 운동 공진에 의해 포착된다.이 물체들은 해왕성이 28AU에 이를 때까지 이 공명으로 바깥쪽으로 운반된다. 이때 해왕성은 목성에 의해 바깥쪽으로 흩어져 있는 다섯 번째 얼음 거성과 마주친다.이 중력 충돌은 해왕성의 반주축이 바깥쪽으로 점프하게 한다.그러나 2:1 공명에 있던 물체들은 이전의 궤도에 남아 넵튠의 이주가 계속되면서 뒤에 남게 된다.단거리에서 밀려난 물체는 별난 데가 적고 차가운 클래식 KBO의 현지 인구에 더해진다.[89]더 긴 거리를 운반한 다른 사람들은 이 과정에서 그들의 기이함을 흥분시킨다.이 중 대부분은 더 높은 편심 궤도로 방출되는 반면, 몇몇은 2:1 공진 내의 세속적 공명으로 인해 편심도가 감소하고, 넵튠의 곡물 이동으로 인해 커널의 일부 또는 그 이전으로 방출된다.[93]이 중 38~40AU와 같이, 동적으로 차가운 물체가 더 이상 점유하지 않는 지역의 물체들이 있다.공명으로 밀어내는 것은 느슨하게 묶인 채 중성적으로 색을 띠거나 '파란색' 이진을 넵튠과 마주치지 않고 이식할 수 있게 한다.[94]또한 넵튠은 이전의 넵튠 이동 없이 보다 폭력적인 불안정성이 발생하여 디스크가 44.5 AU로 잘린 시뮬레이션에서도 재현되었다.[95]

차가운 클래식 벨트 물체의 낮은 편심 및 기울기는 해왕성의 궤도의 진화에 어느 정도 제약을 둔다.그들은 다른 얼음 거인과의 만남에 따른 해왕성의 기이함과 기울기가 작게 유지된다면 보존될 것이다(e < 0.12>, i < 6°)또는 빠르게 축축해졌다.[96][97]이 제약조건은 천왕성과의 강한 상호작용이나 높은 표면밀도 원반으로 인해 해왕성의 전열이 빨라지면 다소 완화될 수 있다.[87]이것들의 조합은 더 폭력적인 불안정성을 가진 시뮬레이션에서도 콜드 클래식 벨트를 재현할 수 있다.[97]넵튠의 급속한 전착률이 일시적으로 떨어지면 44AU를 넘어 누락된 저편심 물체의 '웨지'가 형성될 수 있다.[98]이 쐐기의 모양은 처음에 45AU를 초과하는 물체의 크기가 거리와 함께 감소했을 경우에도 재현할 수 있다.[89]넵튠의 느린 경과 기간이 더 길어진다면 낮은 편심 물체가 차가운 고전 벨트에 머물 수 있을 것이다. 만약 그 지속 시간이 물체의 편심 진동과 일치한다면 말이다.[99]1억년이라는 기하급수적인 시간 스케일을 가지고 있는 반면, 해왕성의 기이한 점은 고현상 저현상 물체를 제거할 수 있어 차가운 고전적 벨트 물체의 기이한 분포가 잘려나가고 해왕성의 7:4 공명의 현재 위치 근처로 한 걸음 남는다.[100]

산란 디스크

흩어진 원반에서는 느리고 곡식이 많은 넵튠의 이동으로 인해 40AU 이상의 페리헬리아를 가진 분리된 물체가 공명 부근에 군집하게 된다.해왕성에 의해 바깥쪽으로 흩어진 행성상들은 공명 속에 포착되어 낮은 기질 고임상 궤도로 진화하고 안정된 고임상 궤도로 방출된다.50AU 이상에서 이 과정은 40AU 이상으로 페리헬리아를 올리기 위해 해왕성의 느린 이동을 요구한다.그 결과, 흩어진 원반에서 화석화된 고주피리온 물체는 해왕성의 이주 후기 동안만 남아서, 해왕성의 반주축과 근접한 반주축에 대해 짧은 오솔길(또는 손가락)을 만들어 낸다.이러한 탐방로의 범위는 해왕성의 이동 시기에 따라 달라지며, 만약 그 탐방로가 더 길다면 더 안쪽으로 확장된다.이러한 물체의 공진으로부터의 해방은 2004 XR190과 같은 물체가 해왕성의 8:3 공명으로부터 탈출하기 위해 필요할지도 모르는 해왕성의 곡물 같은 이동에 의해 도움을 받는다.[101][102]만약 다섯 번째 행성과의 만남이 큰 편심성을 가지고 해왕성을 떠난다면 높은 근막 물체의 반주축은 OSS가 관측하는 물체와 달리 [103]해왕성의 공명성에 대해 더 대칭적으로 분포될 것이다.[104]

넵튠의 이주가 남긴 산란 원반의 역학은 거리에 따라 다르다.해왕성의 외부 이동 동안에 많은 물체들이 50AU보다 큰 반주축의 궤도로 흩어진다.카이퍼 벨트에서와 마찬가지로 이 물체들 중 일부는 넵튠에 의해 포획되어 공명에 남고, 다른 것들은 그들의 주름이 올라간 후 공명을 벗어나 안정된 궤도로 탈출한다.넵튠 근방에 근막이 있는 다른 물체들도 넵튠의 이동 끝에 남아 있다.이러한 산란 물체의 궤도는 해왕성과 계속 상호작용함에 따라 시간에 따라 달라지는데, 이들 중 일부는 행성 교차 궤도에 진입해 태양계에서 배출되기 전에 잠시 센타우르나 혜성이 된다.50~200AU 사이의 물체의 약 80%는 안정적이고 공명적이거나 분리된 궤도를 가지고 있으며, 10억 년 당 1.5AU 미만으로 변하는 반주축의 궤도를 가지고 있다.나머지 20%는 해왕성과의 상호작용에 의해 크게 달라지는 반주축으로 활발히 산란하는 물체다.200AU를 넘어서면 산란된 원반에 있는 대부분의 물체가 활발하게 산란되고 있다.산란된 원반에 축적된 총 질량은 고전적인 카이퍼 벨트의 약 2배이며, 현재까지 생존하는 물체의 약 80%가 200AU 미만의 반주축으로 되어 있다.[105]낮은 경사도의 분리된 물체는 반주축이 증가하면서 더 스카터가 되며,[102][90] 이는 안정적 평균 운동 공명 또는 이러한 공명 내에서 코자이 공명으로 인해 가능하기 때문에 반주축과 함께 증가하는 최소 기울기가 필요하다.[106][107]

플래닛 나인 구름

만약 가상의 플래닛 나인이 존재하며 거대한 행성 이주 중에 존재한다면, 유사한 반주요 축을 가진 물체의 구름이 형성될 것이다.200AU보다 큰 반주축으로 바깥쪽으로 흩어져 있는 물체는 행성 나인이 해왕성의 영향으로부터 그들을 분리시키는 역동적인 효과에 의해 그들의 근막을 상승시킬 것이다.플래닛 나인이 동적으로 제어하는 반주축은 200AU에서 ~2000AU에 이르는 그것의 반주축에 중심을 둘 것이며, 대부분의 물체는 플래닛 나인의 그것보다 더 큰 반주축들을 가질 것이다.그들의 성향은 대략 180도에 이르는 등방성일 것이다.이 물체의 근막은 100Myr 이상의 기간에 걸쳐 순환하며, 많은 것들이 해왕성의 영향으로 되돌아오게 된다.현재 시간에 남아 있는 추정 질량은 0.3 – 0.4 지구 질량이다.[105]

오트 구름

거대한 행성이 이동하는 동안 아주 먼 궤도로 흩어진 물체들 중 일부는 오트 구름에 포착된다.2만 AU보다 큰 반주축인 외측 오트 구름은 은하 조류가 거대한 행성의 궤도를 넘어 물체의 위력을 상승시키면서 빠르게 형성된다.내부 오트 구름은 작은 반주축이 있는 물체에 은하 조수의 영향이 약하기 때문에 외부에서 더 느리게 형성된다.외측 오트 구름에서 포획된 대부분의 물체는 목성과 마주치지 않고 토성에 의해 바깥쪽으로 흩어져 있고, 일부는 천왕성과 해왕성에 의해 바깥쪽으로 흩어져 있다.내측 오트 구름에 포착된 것들은 주로 해왕성에 의해 바깥쪽으로 흩어진다.해왕성의 초기 궤도를 벗어난 행성들 중 약 6.5%인 약 1.3개의 지구 질량이 내부 구름에서 약 60%로 오트 구름에 잡힌다.[105]

물체는 또한 이전에 다른 출처로부터 포획되었을 수 있다.태양이 그것의 탄생 성단을 떠났을 때, 다른 별들로부터의 오트 구름에 포착될 수 있었다.[108]만약 그들이 이웃을 청소할 때 거대한 행성들의 궤도를 넘어 확장된 가스 디스크가 가스 항력에 의해 느려지면, 그들이 오트 구름에 도달하지 못하게 된다.[109]그러나 천왕성과 해왕성이 늦게 형성되면 가스 원반이 소멸한 뒤 이웃에서 치워진 물체 중 일부가 오트 구름에 잡힐 수도 있다.[105]만약 태양이 이 시기에 탄생 성단에 남아 있거나, 행성의 이동 중에 일찍 일어난다면, 형성된 오트 구름은 더 작을 것이다.[110]

참고 항목

참조

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