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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]。随着气体盘的耗散，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，那么剩余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，以及随着系统的松弛，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。随着行星遇到的尘埃数量的减少，尘埃驱动的迁移速度会随着时间的推移而减慢。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]

相关条目[编辑]

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太阳水星金星月球地球火星火卫一和火卫二谷神星小行星主带木星木星的卫星木星环土星土星的卫星土星环天王星天王星的卫星天王星环海王星海王星的卫星海王星环冥王星冥王星的卫星妊神星妊神星的卫星鸟神星柯伊伯带阋神星阋卫一离散盘山形云奥尔特云
太阳
•
太阳圈
行星
矮行星
太阳系
小天体
小行星
（微型行星）
小行星族
另见：小行星列表。
海王星
外天体
古柏带
冥族小天体
传统古柏带天体
离散盘
彗星
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