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跳跃木星场景

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跳跃木星场景指定了尼斯模型所描述的巨型行星迁移的演化，其中冰巨星（天王星、海王星或额外的海王星质量行星）被土星向内散射，并被木星向外散射，导致其半长轴跳跃，从而迅速分离其轨道[1]。跳跃木星的设想是由拉蒙·布拉瑟（英语：Ramon Brasser）、亚历山德罗·莫比代利、罗德尼戈麦斯（英语：Rodney Gomes）、克勒美尼斯·齐加尼斯（英语：Kleomenis Tsiganis）和哈罗德·莱维森（英语：Harold Levison）提出的，因为他们的研究表明，木星和土星的平滑发散迁移导致了与当前太阳系明显不同的内太阳系[1]。在这次迁移过程中，长期共振席卷了太阳系内部，激发了类地行星和小行星的轨道，也留下了行星轨道的偏心[1]，以及小行星带有太多的高倾斜度天体[2]。尽管类地行星对它的通过仍然很敏感[3][4]，木星跳跃场景中描述的木星和土星半长轴的跳跃可以使这些共振快速穿过太阳系内部，而不会过度改变轨道[1]。

木星跳跃的场景也导致了与最初的尼斯模型的许多其它差异。在晚期重轰炸期间，来自小行星带核心的月球撞击物的比例显著降低[5]，大多数木星特洛伊都是在木星与冰巨星相遇时被捕获的[6]，木星的不规则卫星也是如此[7]。在木星跳跃的情况下，如果早期的太阳系最初包含一个额外的冰巨星，后来被木星抛射到星际空间，那么在与当前轨道相似的轨道上保留四颗巨行星的可能性似乎会增加[8]。然而，这仍然是非典型的结果[9]，类地行星当前轨道的保存也是如此[4]。

背景[编辑]

最初的尼斯模型[编辑]

在最初的尼斯模型中，共振交叉会导致动力学不稳定，从而迅速改变巨行星的轨道。最初的尼斯模型始于巨行星，其轨道几乎为圆形，结构紧凑。最初，起源于外盘星子的相互作用驱动了巨行星缓慢的发散迁移。这种行星驱动的迁徙一直持续到木星和[土星]]以2:1的比例相互交叉共振。共振交叉激发了木星和土星的偏心率。 增加的离心率对天王星和海王星产生扰动，增加它们的离心率，直到系统变得混乱，轨道开始相交。行星之间的引力相遇将天王星和海王星向外散射到星子盘中。星子盘被破坏，许多星子被散射到行星交叉轨道上。巨行星发散迁移的快速阶段开始，并持续到星盘耗尽。这一阶段的动态摩擦抑制了天王星和海王星的偏心，稳定了系统。在最初的尼斯模型数值模拟中，巨行星的最终轨道与当前的太阳系相似[10]。

共振行星轨道[编辑]

尼斯模型的后期版本从一系列共振中的巨行星开始。这一变化反映了早期太阳系的一些流体动力学模型。在这些模型中，巨行星和气体盘之间的相互作用导致巨行星向中心恒星迁移，在某些情况下成为热木星[11]。然而，在多行星系统中，如果一颗迁移速度更快的较小行星被外部轨道共振捕获，这种向内迁移可能会停止或逆转[12]。大迁徙假说是这种轨道演化的一个例子，该假说假设在共振中捕获土星后，木星的迁移在1.5天文单位时发生逆转[13]。土星被捕获的共振，3:2或2:1的共振[14][15]，向外迁移的程度（如果有的话）取决于气体盘的物理性质和行星吸积的气体量[15][16][17]。在这种向外迁移期间或之后，天王星和海王星被捕获到进一步的共振中，导致了四重共振系统[18]，已经鉴定出几种稳定的组合[19]。随著气体盘的耗散，由于与来自外盘的星子的相互作用，四重共振最终被打破[20]。从这一点开始的演变类似于最初的尼斯模型，在四重共振破裂后不久就开始了不稳定性[20]，或者在星子驱动的迁移驱动行星穿过不同共振的延迟之后[19]。然而，2：1共振并没有缓慢的接近，因为木星和土星要么从这种共振开始[15][17]或在不稳定期间快速穿越它[18]。

后期脱离共振[编辑]

大质量星子对外盘的搅动可能会引发多共振行星系统的晚期不稳定性。当星子的离心率被冥王星质量物体的引力激发时，巨行星就会向内迁移。即使星子和行星之间没有相遇，迁移也会发生，这是由星子盘的平均离心率和外行星的半长轴之间的耦合驱动的。由于行星被锁定在共振中，迁移也导致内部冰巨行星的离心率增加。离心率的增加改变了内部冰巨行星的进动频率，导致长期共振的交叉。 离心率的增加改变了内部冰巨行星的进动频率，导致长期共振的交叉。外行星的四重共振可以在其中一次长期共振交叉中被打破。由于之前共振构型中的行星距离很近，引力相遇很快就开始了。这种机制引起不稳定的时间，通常发生在气体盘扩散后的数亿年，与外行星和星子盘之间的距离几乎完全无关。结合更新的初始条件，这种触发后期不稳定性的替代机制被称为尼斯2号模型[20]。

行星与木星相遇[编辑]

在巨行星迁移过程中，木星和冰巨行星之间的相遇是重现当前太阳系所必需的。在拉蒙·布拉瑟（英语：Ramon Brasser）的三篇系列文章中，亚历山德罗·莫比代利 (天文学家)（英语：Alessandro Morbidelli），罗德尼·戈麦斯（英语：Rodney Gomes），克莱奥梅尼斯·齐加尼斯（英语：Kleomenis Tsiganis）和哈罗德·莱维森（英语：Harold Levison）分析了巨行星迁移期间太阳系的轨道演化。第一篇文章表明，需要冰巨行星和至少一颗气态巨行星之间的相遇才能重现气态巨行星偏心率的振荡[21]。 另外两个表明，如果木星和土星的轨道经过平滑的行星驱动分离，类地行星的轨道将过于偏心，而太多的星子将具有大倾角的轨道。他们提出，这颗冰巨行星同时遇到了木星和土星，导致它们的轨道迅速分离，从而避免了导致内太阳系轨道激发的长期共振席卷[1][2]。

激发巨行星偏心率的振荡需要行星之间的相遇。木星和土星有适度的偏心率，它们会异相振荡，当土星达到最小值时，木星达到最大偏心率，反之亦然。没有共振交叉的巨行星的平滑移动会导致非常小的偏心率。共振交叉激发它们的平均偏心率，2：1的共振交叉再现了木星当前的偏心率，但这些不会产生其偏心率的振荡。重建两者需要共振交叉和土星与冰巨行星之间的相遇，或者冰巨行星与一颗或两颗气态巨行星的多次相遇[21]。

在巨行星的平稳迁移过程中，ν5 长期共振扫过内太阳系，激发了类地行星的偏心率。当行星处于长期共振中时，它们的轨道进动是同步的，保持它们的相对方向和它们之间施加固定的平均扭矩。扭矩在行星之间传递角动量，导致它们的偏心率发生变化，如果轨道相对于彼此倾斜，则它们的倾角也会发生变化。如果行星保持在长期共振中或附近，这些变化会累积，导致偏心率和倾角发生重大变化[22]。在ν5长期共振交叉期间，这可能导致类地行星的偏心率被激发，增加的幅度取决于木星的偏心率和长期共振所花费的时间[23]。对于原始的尼斯模型，木星和土星的2：1共振的缓慢接近导致ν5长期共振与火星的相互作用延长，将其偏心率驱动到可能破坏太阳系内部稳定的水准，可能导致行星之间的碰撞或火星的抛射[1][23]。在尼斯模型的后续版本中，木星和土星在2：1共振之间（或从2：1共振）的发散迁移速度更快，地球和火星附近的ν5共振交叉点很短，因此在某些情况下避免了它们的偏心率的过度激发。然而，金星和水星的离心率明显高于ν5共振后来穿过它们轨道时观察到的偏心率[1]。

巨行星在星子驱动的平滑迁移也导致了星子带的轨道分布，这与目前的小行星带不同。当它席卷星子带时，ν16长期共振激发了小行星的倾角。紧随其后的是ν6长期共振，它激发了低倾角小行星的偏心率[2]。如果长期共振席卷发生在星子驱动的迁移期间，其时间尺度为500万年或更长时间，那么剩馀的星子带将留下很大一部分倾角大于20°的小行星，这在当前的小行星带中相对罕见[22]。ν6 长期共振与 3：1 平均运动共振的相互作用也在半长轴分布中留下了一个未观察到的突出团块[2]。所有星子最初都处于低偏心率和倾角轨道上，如果巨行星迁移发生得早，那么长期共振席卷也会留下太多的高倾角小行星[24]，以及小行星的轨道是否因木星在大迁徙期间的通过而受到激发[25]。

冰巨行星与木星和土星之间的相遇加速了它们轨道的分离，限制了长期共振对类地行星和小行星轨道的影响。为了防止类地行星和小行星轨道的激发，长期共振必须迅速席卷内太阳系。金星的小偏心率表明，这发生在不到150,000年的时间尺度上，比行星驱动的迁移要短得多[22]。然而，如果木星和土星的分离是由与冰巨行星的引力相遇驱动的，那么长期的共振席卷在很大程度上是可以避免的。这些相遇必须推动木星与土星周期的比率迅速从低于2.1到超过2.3，这是长期共振交叉发生的范围。因为提出了一个类似的过程来解释一些系外行星的偏心轨道，巨行星轨道的这种演变被命名为跳跃木星场景[1][2]。

描述[编辑]

跳跃-木星场景用一系列跳跃取代了木星和土星的平滑分离，从而避免了长期共振在内太阳系的席卷，因为它们的周期比从2.1跨越到2.3[1]。在跳跃木星的场景中，一颗冰巨行星被土星向内散射到穿越木星的轨道上，然后被木星向外散射[2]。土星的半长轴在第一次引力相遇中增加，木星在第二次引力相遇时减少，最终结果是它们的周期比增加[2]。在数值模拟中，这个过程可能要复杂得多：虽然木星和土星的轨道是分开的趋势，但根据相遇的几何形状，木星和土星的半长轴的单个跳跃可以是上和下的[6]。除了与木星和土星的多次相遇外，这颗冰巨行星还会遇到其他冰巨行星，在某些情况下还会穿越小行星带的重要部分[26]。引力相遇发生在 10,000〜100,000 年的时间里[2]，当与小行星盘的动态摩擦抑制了冰巨行星的偏心率，将其近日点抬高到土星轨道之外时结束；或者当冰巨行星被抛出太阳系时[9]。跳跃木星的场景发生在尼斯模型的数值模拟子集中，包括为原始尼斯模型论文所做的一些模拟[1]。当土星与冰巨行星的初始距离小于3AU时，土星将冰巨行星散射到穿越木星的轨道上的机会增加，并且具有 35-地球质量（原始尼斯模型中使用的小行星带质量）的小行星带，通常会导致冰巨星的抛射[27]。

第五颗巨行星[编辑]

主条目：五行星尼斯模型

在模拟中，这颗巨行星经常与木星相遇，这导致一些人提出，早期的太阳系始于五颗巨行星。在跳跃木星场景的数值模拟中，冰巨行星在与木星和土星的引力相遇后，经常被抛射，使得以四颗巨行星开始的行星系统只留下三颗[8][28]。尽管从一个更高质量的星子盘开始，人们发现小圆盘可以稳定四颗行星的系统，但在冰巨行星与木星相遇后，大质量的圆盘要么导致木星和土星过度迁移，要么通过阻尼偏心度来封锁这些相遇[8]。这个问题导致David Nesvorný从五颗巨行星开始研究行星系统。在进行了数千次模拟后，他报告说，从五颗巨行星开始的模拟再现外行星当前轨道的可能性是其它行星数量的10倍[29]。Nesvorny和Alessandro Morbidelli的后续研究寻求了能够再现四颗外行星的半长轴、木星离心率以及木星和土星周期比从<2.1跳到>2.3的初始共振配置。虽然只有不到1%的最佳四行星模型符合这些标准，但大约5%的最佳五行星模型被认为是成功的，但其中木星的离心率最难再现[9]。康斯坦丁·贝蒂金和麦克·布朗的另一项研究发现，在最佳初始条件下，从四到五颗巨行星开始复制当前外太阳系的可能性相似（4%对3%）[30][28]。他们的模拟不同之处在于，星子盘靠近外行星，导致在行星相遇之前有一段时间的迁移。标准包括再现木星和土星离心率的振荡，海王星离心率超过0.2的时期，在此期间，热的传统古柏带天体被捕获，以及原始冷的传统古柏带的保留[30]，但不是木星和土星周期比的跳跃[9]。他们的研究结果还表明，如果海王星的离心率超过0.2，那么保留一条寒冷的传统带可能需要在10,000年内将这颗冰巨行星喷出[28]。

不稳定前的海王星迁移[编辑]

海王星在行星相遇之前迁移到星子盘，这使木星能够保持显著的离心率，并在第五颗冰巨行星喷出后限制其迁移。木星的离心率是由与这颗冰巨行星的共振交叉和引力相遇激发的，并因与星子盘的长期摩擦而受到阻尼。当行星的轨道突然改变时，就会发生长期摩擦，并导致星子轨道的激发，以及随著系统的松弛，行星的离心率和倾角减小。如果引力相遇是在行星离开多共振构型后不久开始的，那么木星的离心率就会很小。然而，如果海王星首先向外迁移，破坏了星子盘，它的质量就会减少，星子盘的偏心度和倾角也会受到激发。当行星相遇之后由共振交叉触发时，这会减少长期摩擦的影响，从而保持木星的离心率。较小的星子盘质量也减少了木星和土星在第五颗行星喷出后的发散迁移。这可以使木星和土星的周期比在行星相遇期间跃升超过2.3，而不会在星子盘被移除后超过当前值。尽管外行星轨道的这种演变可以复制当前的太阳系，但这并不是尼斯2号模型中以外行星和星子盘之间的显著距离开始的模拟的典型结果[9]。如果星子盘的内缘距离海王星轨道2天文单位以内，那么在行星相遇开始之前，海王星可能会延长迁移到星子盘的时间。这种迁移在原行星盘消散后不久开始，导致早期不稳定，如果巨行星以3:2、3:2、2:1、3:2的共振链开始，这种迁移很可能发生[31]。

如果海王星首先经历了一次缓慢的尘埃驱动向更远的星子盘迁移，则可能会发生后期的不稳定。一个五行星系统要想在4亿年内保持稳定，星子盘的内缘必须比海王星的初始轨道超出几个天文单位。星子盘中的星子之间的碰撞产生了碎片，这些碎片在碰撞级联中被研磨成尘埃。由于坡印廷-罗伯逊阻力，尘埃向内漂移，最终到达巨行星的轨道。与尘埃的引力相互作用导致巨行星在气体盘耗散约1,000万年后逃离共振链。引力相互作用导致行星缓慢的尘埃驱动迁移，直到海王星接近圆盘的内缘。随后，由星子驱动的海王星更快地迁移到圆盘中，直到行星的轨道在共振交叉后不稳定。尘埃驱动的迁移需要7〜22个地球质量的尘埃，这取决于海王星轨道和尘埃盘内缘之间的初始距离。随著行星遇到的尘埃数量的减少，尘埃驱动的迁移速度会随著时间的推移而减慢。因此，不稳定的时间对控制灰尘产生速率的因素很敏感，例如星子的尺寸分布和强度[31]。

对早期太阳系的影响[编辑]

跳跃木星场景与最初的尼斯模型产生了许多差异。

木星和土星轨道的快速分离导致长期共振迅速穿过太阳系内部。从小行星带核心移除的小行星数量减少，使小行星带的内部延伸成为岩石撞击物的主要来源。在选定的跳跃木星模型中，保持类地行星低偏心率的可能性新增到20%以上。由于小行星带轨道的改变是有限的，它的耗散和轨道的激发一定发生得更早。然而，小行星轨道经过了足够的修改，可以将大迁徙产生的轨道分布向当前小行星带的轨道分布转移，分散碰撞家族，并消除柯克伍德间隙的化石。穿越小行星带的冰巨行星可以将一些结冰的星子植入小行星带内部。

在外太阳系，当木星的半长轴在与冰巨行星相遇而跳跃时，结冰的星子被捕获为木星特洛伊。木星在这些遭遇过程中还通过三体相互作用捕获不规则卫星。木星常规卫星的轨道受到扰动，但在大约一半的模拟中，其轨道与观测到的轨道相似。冰巨行星和土星之间的相遇扰乱了土卫八伊阿珀托斯（英语：Iapetus）的轨道，可能是其倾斜的原因。冥王星质量的物体及其较低质量对外盘的动力激发减少了对土星卫星的轰击。土星的倾斜是在与海王星的自旋轨道共振中被捕获时获得的。在行星相遇开始之前，海王星缓慢而长时间地迁移到小行星盘中，使古柏带具有广泛的倾角分布。当遇到之前的迁徙逃逸过程中以2:1共振捕获的冰巨星后，海王星的半长轴向外跳跃，留下一团具有类似半长轴的低倾角物体。向外跳跃也将物体从3:2共振中释放出来，减少了海王星迁移结束时留下低倾角冥族小天体的数量。

后期重轰炸期[编辑]

后期重轰炸期的大多数岩石撞击源于内部延伸的小行星带，产生较小但持续时间较长的轰炸。因为存在著v6长期共振，导致小行星带最内侧的区域现时人烟稀少。然而，在早期的太阳系中，这种共振位于其它地方，小行星带向内延伸得更远，终止于火星穿越轨道[5]。在巨行星迁移过程中，v6的长期共振首先迅速穿过小行星带，去除了大约一半的质量（远低于最初的尼斯模型）[2]。当行星到达当前位置时，v6的长期共振破坏了最内侧小行星的轨道稳定。其中一些迅速进入行星穿越轨道，开始了后期的重轰炸。其它进入了准稳定的更高倾角轨道，后来产生了一个延长的撞击尾部，一小部分残馀物以匈牙利族的形式幸存下来[5]。不稳定物体轨道偏心度和倾角的增加也提高了撞击速度，导致月球陨石坑的大小分布发生变化[32]，以及在小行星带中产生撞击熔体[33]。据估计，在41亿至37亿年前，最内侧的小行星（或E-带）对月球产生了九次形成盆地的撞击，其中三次来自小行星带的核心[5]。前神酒海盆地，原始尼斯模型中LHB的一部分[34]，被认为是由于来自太阳系内部剩馀星子的撞击[5]。

彗星轰击的幅度也减小了。巨行星向外迁移扰乱了外星盘，导致结冰的星子进入行星交叉轨道。其中一些彗星随后被木星扰动，进入与木星族彗星相似的轨道。这些彗星在轨道上有很大一部分穿过内太阳系，这增加了它们撞击类地行星和月球的可能性[35]。在最初的尼斯模型中，这导致了彗星撞击，其大小与小行星撞击相似[34]。虽然，尽管从这个时代的岩石中检测到低水准的铱被认为是彗星轰击的证据[36]，但像是月球岩石中高度亲铁元素混合物的其它证据[37]，和撞击物碎片中的氧同位素比率与彗星轰击不一致[38]。月球陨石坑的大小分布也与小行星的大小分布基本一致，从而得出小行星主导了撞击的结论[39]。彗星的撞击可能因多种因素而减少。冥王星质量的物体对轨道的搅动，激发了冰行星轨道的倾斜，使进入木星族轨道的物体比例从1/3减少到1/10。五行星模型中的外盘质量大约是最初尼斯模型的一半。由于冰冷的星子正在经历重大的质量损失，或者它们在进入内太阳系时已经解体，轰炸的幅度可能已经进一步减小。这些因素的结合将估计的最大撞击盆地缩小到危海的大小，大约是雨海盆地大小的一半[35]。这种撞击的证据可能已经被后来的小行星撞击所破坏[40]。

关于尼斯模型和后期重轰炸期之间的联系，人们提出了许多问题。使用月球勘测轨道飞行器的地形数据进行的陨石坑计数发现，与小行星带的大小分布相比，相对于大型撞击盆地，小陨石坑数量过多[41]。 然而，如果E带是少数大型小行星碰撞的产物，那么它的大小分布可能与小行星带的大小分布不同，小天体比例较大[42]。最近的一项研究发现，源自小行星内带的轰击只会产生两个月球盆地，不足以解释古老的撞击小球层。相反的，它表明大规模撞击的来源是碎片，并指出这将更好地匹配撞击坑的大小分布[43]。第二项研究也同意这一观点，认为小行星带可能不是后期重轰炸的来源。它指出缺乏彗星撞击物的直接证据，提出剩馀的星子是大多数撞击的来源，尼斯模型的不稳定性可能很早就发生了[44]。然而，如果使用不同的撞击坑比例定律，尼斯模型更有可能产生归因于后期重轰炸和最近撞击造成的撞击坑[45][46]。

类地行星[编辑]

木星和土星的周期比从2.1以下迅速跨越到2.3以上的巨型行星迁移，可能会使类地行星的轨道与当前轨道相似。一组行星的离心率和倾角可以用角动量不足（angular momentum deficit，AMD）来表示，这是衡量它们的轨道与圆形共面轨道差异指标。Brasser、Walsh和Nesvorny的一项研究发现，当使用选定的跳跃木星模型时，如果AMD最初在当前值的10%到70%之间，则当前的角动量不足在数值模拟中有合理的机会（约20%）重现。在这些模拟中，火星的轨道基本上没有变化，这表明它的初始轨道一定比其它行星的轨道更偏心、更倾斜[3]。然而，这项研究中使用的跳跃木星模型并不典型，它从只有5%的木星和土星的周期比中选出，跃升至2.3以上，同时再现了外太阳系的其它方面[9]。

在复制太阳系内外的后期不稳定性的情况下，跳跃木星模型的总体成功率很低。当Kaib和Chambers从共振链中的五颗巨行星以及木星和土星的3:2共振开始进行大量模拟时，85%的模拟导致了一颗类地行星的损失，只有不到5%的模拟再现了当前的AMD，只有1%的模拟同时再现了AMD和巨行星的轨道[4]。除了长期的共振交叉之外，木星遇到冰巨星时离心率的跳跃，也会激发类地行星的轨道[23]。这使他们提出尼斯模型迁移发生在类地行星形成之前，LHB还有另一个成因[4]。然而，由于木星-土星周期比必须跃昇到2.3以上才能再现当前的小行星带，因此早期迁移的优势显著降低[24][25]。

早期的不稳定可能是火星质量低的原因。如果不稳定性发生的早，火星区域胚胎和星子的离心率会被激发，导致其中许多被弹出。这剥夺了火星的物质，使其提前结束了生长，使火星相对于地球和金星更小[47]。

跳跃木星模型可以再现水星轨道的离心率和倾角。当水星与木星产生长期共振时，水星的离心率会被激发。当包括相对论效应时，水星的进动速率更快，这减少了这种共振交叉的影响，并导致类似当前值但更小的离心率。水星的倾斜可能是它或金星与天王星发生长期共振的结果[48]。

小行星带[编辑]

共振通过小行星带的快速穿越可以使其族群和轨道元素的整体分布在很大程度上得以保留[2]。在这种情况下，小行星带的消耗、分类类别的混合以及轨道的激发，产生了峰值在10°附近的倾斜分布和峰值在0.1附近的离心率，一定发生得更早[26]。这些可能是木星大迁徙的产物，前提是由于与类地行星的相互作用，移除了过多的高离心率小行星[49][26]。嵌入小行星带的行星胚胎的引力搅动也可能导致其消耗、混合和激发[50]。然而，如果不是全部的话，大部分胚胎在不稳定之前肯定已经丢失了[2]。小行星类型的混合可能是小行星在行星形成过程中散射到带中的产物[51][52]。如果木星和土星的轨道在共振时变得混乱，那么一个最初质量较小的小行星带的倾角和离心率可能会因跨越小行星带的长期共振而被激发[53]。

如果这颗冰巨星在木星穿越轨道上度过数十万年，那么小行星的轨道可能会在不稳定的其间被激发。在此期间，这颗冰巨星与木星之间的多次引力相遇将导致木星的半长轴、离心率和倾角频繁变化。木星对小行星轨道和最强的半长轴施加的作用力也会发生变化，导致小行星轨道受到混乱的激发，可能达到或超过现时的水准。离心率最高的小行星稍后会因与类地行星相遇而被移除。然而，在这一过程中，类地行星的离心率被激发到超过当前的值，在这种情况下，不稳定性需要发生在它们形成之前[54]。胚胎在不稳定期间的引力搅动可能会增加进入不稳定轨道的小行星数量，导致其质量损失99-99.9%[47]。

共振的席卷和冰巨星穿透小行星带，导致后期重轰炸期或之前形成的小行星碰撞家族的扩散。碰撞家族的倾向和离心率由于广泛的长期共振而分散，包括平均运动共振内部的共振，其中离心率受到的影响最大。与这颗冰巨星近距离接触的扰动导致了一个家族的半长轴的扩散。因此，大多数碰撞家族将无法通过诸如层次聚类方法等技术来识别[55]，源自灶神星撞击的V型小行星可能会分散到小行星带的中部和外部[56]。然而，如果这颗冰巨星只花很短的时间穿越小行星带，通过识别亚可夫斯基效应产生的半长轴与绝对星等图中的V型图案，一些碰撞家族可能仍然可以识别[57][58]。希尔达碰撞家族是希尔达族的一个子集，由于目前的低碰撞率，被认为是在LHB期间形成的[59]，这可能是由于希尔达在冰巨星倍弹射十，在3:2共振中跳跃捕捉后产生的[26]。冰巨星对半长轴的搅动也可能消除在不稳定之前形成的化石柯克伍德间隙[53]。

来自外盘的星子嵌入小行星带的所有部分，剩馀为P-和D-型小行星。当木星的共振扫过小行星带时，外盘星子被其内部共振捕获，通过这些共振中的长期共振演化到较低的离心率，并随著木星共振的移动而释放到稳定的轨道上[60]。在与冰巨星相遇的过程中，其它星子被植入小行星带，要么直接使它们的远日点比冰巨星的近日点高，要么通过将它们从共振中移除。在木星与这颗冰巨星相遇期间，木星半长轴的跳跃改变了其共振的位置，释放了一些物体，并捕获了另一些物体。在木星最后一次跳跃后剩下的许多星子，以及木星迁移到当前位置时被横扫共振捕获的其它星子，作为共振族群的一部分存活下来，如希尔达星、图勒和2:1共振中的星子[61]。 起源于小行星带的物体以及希尔达族中的少数小行星[26]，也可以在2:1共振中被捕获[62]。冰巨星向小行星带的漂移使冰星子能够被植入更远的小行星带，其中一些到达半长轴小于2.5天文单位的小行星带内部。一些物体后来由于扩散或亚尔科夫斯基效应而漂移到不稳定的共振中，并进入地球穿越轨道，塔吉什湖陨石代表了起源于外星盘物体的可能碎片。对这一过程的数值模拟可以大致再现P型和D型小行星的分布以及最大天体的大小，其中的差异，如小于10公里的天体过多，归因于碰撞或亚尔科夫斯基效应造成的损失，以及模型中行星的具体演化[61]。

特洛伊[编辑]

大多数木星特洛伊都是在木星和一颗冰巨星引力相遇后不久被跳跃捕获的。在这些相遇过程中，木星的半长轴可以跳跃0.2AU，径向移动L4和L5点，并释放许多现有的木星特洛伊。新的木星特洛伊是从具有与木星新的半长轴相似的半长轴的星子群体中捕获的[6]。被捕获的特洛伊有著广泛的倾斜和离心率，这是它们从外盘的原始位置迁移时被巨行星散射的结果。当共轨区域暂时变成混乱时，在弱共振穿越过程中，一些额外的特洛伊被捕获，另一些遗失[6][63]。在与木星的最后一次相遇后，这颗冰巨星可能会穿过木星的一个特洛伊群，分散许多特洛伊群，并减少其数量[6]。在模拟中，捕获的木星特洛伊的轨道分布以及L4和L5种群之间的不对称性与当前太阳系的轨道分布相似，并且在很大程度上与木星相遇的历史无关。据估计，捕获当前木星特洛伊所需的星盘质量在15至20地球质量之间，与再现外太阳系其他方面所需的质量一致[6][22]。

在海王星半长轴跳跃的不稳定过程中，星子也被捕获为海王星特洛伊[64]。海王星特洛伊的大倾角分布表明，它们轨道的倾角在被捕获之前一定是被激发的[65]。因为天王星和海王星在过去更接近2:1的共振，海王星特洛伊的数量可能已经减少[66]。

不规则卫星[编辑]

木星捕获了大量的不规则卫星，大小相当的土星卫星数量也相对增加。

在行星之间的引力相遇过程中，未受约束的星子围绕一颗巨行星的双曲线轨道会被存在的另一颗行星扰动。如果几何形状和速度是正确的，当行星分离时，这三个天体的相互作用会使星子处于束缚轨道上。尽管这一过程是可逆的，但松散结合的卫星，包括可能的原始卫星，也可以在这些遭遇中逃逸，紧密结合的卫星仍然存在，不规则卫星的数量在一系列遭遇中增加。遭遇后，倾角在60°至130°之间的卫星因古在共振而遗失，而更远的顺行卫星因出差共振而遗失[67]。卫星之间的碰撞导致了家族的形成、质量的显著损失以及尺寸分布的变化[68]。在模拟中捕捉到的木星不规则卫星的数量和轨道与观测结果基本一致[7]。木卫六希玛利亚（英语：Himalia）其光谱类似于小行星带中部的小行星[69]，比模拟中捕获的最大值稍大。如果它是一个原始物体，它在一系列引力遭遇中幸存的几率在0.01到0.3之间，且随著数量的增加，几率会下降[7]。在木星跳跃的情况下，土星与冰巨星的相遇更频繁；如果有第五颗巨行星，与天王星和海王星的相遇会更少。与最初的尼斯模型相比，这增加了土星相对于天王星和海王星的卫星规模，与观测结果更加吻合[7][70]。

常规卫星[编辑]

相关条目[编辑]

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