素敵なモデル

天文学において、ニース( / ˈ n iː s / )モデルは、太陽系の動的進化のシナリオである。このモデルは、 2005 年に最初に開発されたフランスのニースにあるコート ダジュール天文台の所在地にちなんで名付けられた。 ^{[1] [2] [3]}このモデルでは、初期の原始惑星系円盤が消散してからかなり経ってから、巨大惑星が初期のコンパクトな配置から現在の位置に移動すると提唱されている。この点で、このモデルは太陽系の形成に関する以前のモデルとは異なる。この惑星の移動は、太陽系の動的シミュレーションで使用され、内部太陽系の後期重爆撃、オールトの雲の形成、カイパーベルト、海王星と木星のトロヤ群、海王星が支配的な多数の共鳴する太陽系外縁天体など、太陽系の小天体の集団の存在などの歴史的事象を説明している。

ニースモデルの元々の核は、国際的な科学者の共同研究によって2005年に総合科学誌ネイチャー^{に発表された3本の論文である。 [4] [5] [6]}これらの論文で、4人の著者は、原始太陽系円盤のガスと塵が消散した後、4つの巨大惑星（木星、土星、天王星、海王星）が当初、約5.5〜約17天文単位（AU）の間のほぼ円軌道上にあり、現在よりもはるかに密集してコンパクトであったと提案した。約35地球質量の小さな岩石と氷の 微惑星でできた大きくて密集した円盤が、最も外側の巨大惑星の軌道から約35 auに広がっていた。

ニースモデルによれば、惑星系は次のように進化した。円盤の内縁にある微惑星は、時折、最も外側にある巨大惑星との重力遭遇を経験し、それが微惑星の軌道を変える。惑星は遭遇した小さな氷天体の大半を内側に散乱させ、散乱した天体から角運動量を得て、今度はそれに応じて惑星を外側へ動かす。内側に偏向した微惑星は、天王星、海王星、土星に次々に遭遇し、同じプロセスによってそれぞれを外側へ動かす。それぞれの運動量の交換によって生じるわずかな動きにもかかわらず、これらの微惑星の遭遇が累積的に惑星の軌道を大幅にシフト（移動）させる。このプロセスは、微惑星が最も内側で最も重い巨大惑星である木星と相互作用するまで続く。木星の巨大な重力によって微惑星は高度に楕円形の軌道を描いて回ったり、太陽系から完全に弾き出されたりする。対照的に、これにより木星はわずかに内側に移動します。

軌道衝突率の低さが、微惑星が円盤から失われる率と、それに伴う移動率を左右する。数億年にわたるゆっくりとした緩やかな移動の後、最も内側にある2つの巨大惑星である木星と土星は、相互の1：2の平均運動共鳴を横切る。この共鳴により、それらの軌道離心率が増大し、惑星系全体が不安定になる。巨大惑星の配置は急速かつ劇的に変化する。^[7]木星は土星を現在の位置に向けて移動させ、この移動により、土星と2つの氷巨星の間で相互重力衝突が発生し、海王星と天王星ははるかに離心率の高い軌道に乗る。その後、これらの氷巨星は微惑星円盤に衝突し、数万の微惑星を太陽系の外側の以前は安定していた軌道から散乱させる。この混乱により、原始円盤はほぼ完全に散乱し、その質量の99％が除去された。このシナリオでは、高密度の太陽系外惑星の集団が存在しないことが説明されるが、^[5]惑星の移動やカオス共鳴を伴わずに、土星外惑星の同様の減少を達成する代替モデルも提案されている。

ニースモデルの計算の詳細は、惑星と小惑星の間の無秩序な相互作用に敏感である。そのような計算は、数値誤差、特に四捨五入と時間離散化誤差に悩まされることで有名である。^[8]当初、このモデルにより、一部の微惑星が太陽系内に投げ出され、地球型惑星への突然の衝突の流入、すなわち後期重爆撃（LHB）が発生すると考えられていた。^[4]しかし、その後、LHBは小惑星ベスタ4のクレーターの年齢と存在量と一致しないこと、そして、当初の月の観測はクレーターの年齢決定における統計的異常の結果であったことが実証された。^[9]

ニースモデルに従うと、巨大惑星は最終的に最終的な軌道長半径に到達し、残りの微惑星円盤との動的摩擦によって離心率が緩和され、天王星と海王星の軌道は再び円形になります。^[10]

ツィガニスらの初期モデルの約50%では、海王星と天王星も場所を交換している。^[5] しかし、このような統計は、動的カオスシステムにおける確率として解釈することはできない。天王星と海王星の交換は、太陽からの距離とともに表面密度が減少するディスク内での形成モデルと一致するが、^[1]惑星の質量がディスクの密度プロファイルに従うべきであるという説得力のある議論はない。

太陽系の歴史のシミュレーション期間について、異なる初期条件で太陽系の力学モデルを実行すると、太陽系内の小天体の分布がさまざまに変化する。観測されたそれぞれの存在量における多種多様な天体族を説明するためには、太陽系の初期条件を幅広く設定する必要がある。初期条件が多様であると、モデルは非実用的で疑わしいものになる。なぜなら、初期の太陽系には1つの実現しかなく、その実現によって観測された存在量における小天体族のすべてが説明されるはずだからである^[要出典]。

初期太陽系の進化のモデルを証明することは困難である。なぜなら、その進化を直接観察することはできないからである。 ^[7]しかし、シミュレーションによる人口予測とこれらの人口の天文学的観測を比較することで、あらゆる力学モデルの成功を判断できる。^[7]現時点では、現在の太陽系の構造を説明できる満足のいくコンピュータモデルは存在しない。

ニースモデル導入の主な動機は、太陽系形成後約6億年で月面および地球型惑星に小惑星の衝突とクレーター形成が急増するという仮説である後期重爆撃期（LHB）を説明することである。しかし、月のクレーターの年齢に関する最近の研究では、クレーター形成の記録にピークはなく、むしろ時間とともにクレーターの数が指数関数的に減少していることが示されている。この急増は統計的なアーティファクトである可能性があり、クレーターの年齢の決定に関する有限の不確実性と月のカットオフ年齢が組み合わさって、推定年齢分布、LHBに明らかなピークが生まれている。^[11] また、レーザーアブレーションマイクロプローブによる（4）ベスタ表面のアルゴン同位体比40対39の最近の測定は、LHBとかなり矛盾している。^[12]

ニースモデルはLHBを次のように説明する。天王星と海王星によって外殻が乱されると、氷の微惑星が惑星横断軌道上に散らばり、氷の物体による衝突が急増する。外惑星の移動によっても、平均運動共鳴と永年共鳴が太陽系内部を席巻する。小惑星帯では、これらが小惑星の離心率を刺激し、小惑星を地球型惑星の軌道と交差する軌道上に動かすため、石質物体による衝突期間が長くなり、質量の約90%が除去される。^{[4]月に到達する}微惑星の数は、LHBのクレーター記録と一致している。^[4]しかし、残りの小惑星の予測される軌道分布は観測結果と一致しない。^[13]太陽系外部では、木星の衛星への衝突はガニメデの分化を引き起こすのに十分であるが、カリストの分化を引き起こすには十分ではない。^[14]しかし、氷の微惑星が土星の内衛星に及ぼす影響は過度であり、その結果、氷が蒸発してしまう。^[15]

LHB が太陽系の初期進化における特異な段階であるという強い疑念も、ニース モデルの信頼性を弱めています。

木星と土星が 2:1 共鳴を通過すると、それらの複合重力の影響によりトロヤ群の共軌道領域が不安定になり、木星と海王星のL ₄および L ₅ラグランジュ点にある既存のトロヤ群が脱出し、外惑星ディスクからの新しい物体が捕獲される可能性があります。^[16]トロヤ群の共軌道領域の物体は秤動を起こし、L ₄および L ₅点に対して周期的に漂います。木星と土星が近くにあるが共鳴していない場合、木星が土星を通過する位置は、近日点に対してゆっくりと循環します。この循環の周期がトロヤ群の秤動周期と共鳴すると、秤動範囲はトロヤ群が脱出するまで増加する可能性があります。^[6]この現象が発生すると、トロヤ群の共軌道領域は「動的に開いて」おり、物体は脱出することも進入することもできます。原始トロヤ群は脱出し、破壊された微惑星円盤から多数の天体の一部が一時的にそこに留まる。^[3]その後、木星と土星の軌道の分離が進むと、トロヤ群領域は「動的に閉じた」状態になり、トロヤ群領域の微惑星は捕獲され、その多くが今日まで残っている。^[6]捕獲されたトロヤ群は、巨大惑星との繰り返しの遭遇により、これまで理解されていなかった幅広い傾斜角を持っている。^{[3]シミュレートされた集団の秤動角と離心率は、}木星トロヤ群の軌道の観測とも一致する。^[6]ニースモデルのこのメカニズムは、同様に海王星トロヤ群を生成する。^[3]

木星が内側に移動するにつれて、多数の微惑星も木星の平均運動共鳴に捕らえられたであろう。木星と 3:2 の共鳴に残ったものはヒルダ族を形成する。他の天体は共鳴中に離心率が低下し、共鳴が内側に移動するにつれて 2.6 au を超える距離にある外縁小惑星帯の安定軌道に逃れた。 ^[17]これらの捕獲された天体は衝突浸食を受け、その集団は次第に小さな破片に砕かれ、その後、小さな天体が不安定な共鳴に漂う原因となるヤルコフスキー効果と、より小さな粒子が太陽に向かって漂う原因となるポインティング・ロバートソン抗力の影響を受ける可能性がある。これらのプロセスにより、小惑星帯に埋め込まれた起源の質量の 90% 以上が除去された可能性がある。^[18]この浸食後のシミュレートされた集団のサイズ頻度分布は、観測結果と非常によく一致している。 [ ^18]この一致は、木星のトロヤ群小惑星、ヒルダ小惑星、および外小惑星帯のいくつかの天体などのスペクトルD型小惑星が、この捕獲と侵食のプロセスから残った微惑星であることを示唆している。 ^[18]準惑星ケレスは、このプロセスによって捕獲されたカイパーベルト天体である可能性がある。^[19]最近発見されたいくつかのD型小惑星は、半径が2.5 au未満であり、これは元のニースモデルで捕獲されるものよりも近い。^[20]

従来のメカニズム、例えば降着円盤からの抗力や衝突などによって捕獲された不規則衛星の元々の集団^[21]は、地球全体が不安定になったときの惑星同士の遭遇で失われるだろう。^[5]ニースモデルでは、天王星と海王星が侵入して微惑星円盤を破壊した後、外惑星は多数の微惑星に遭遇する。これらの微惑星の一部は、惑星同士の遭遇中に三者間相互作用によってこれらの惑星に捕獲される。微惑星が氷惑星に捕獲される確率は比較的高く、数10 ⁻⁷である。^[22]これらの新しい衛星はほぼあらゆる角度で捕獲される可能性があるため、土星、天王星、海王星の通常の衛星とは異なり、必ずしも惑星の赤道面を周回するわけではない。一部の不規則衛星は惑星間で交換された可能性もある。結果として生じた不規則な軌道は、観測された集団の長半径、傾斜角、離心率とよく一致している。^{[22]これらの捕獲された衛星間のその後の衝突により、今日見られる}衝突ファミリーが形成された可能性がある。^[23]これらの衝突は、集団を現在のサイズ分布に侵食するためにも必要である。^[24]

海王星の最大の衛星であるトリトンは、連星小惑星の破壊を伴う三体相互作用で捕獲されたとすれば説明がつく。^[25]このような連星の破壊は、トリトンが連星の小さい方のメンバーであれば起こりやすい。^[26]しかし、トリトンの捕獲は、ガスディスクが相対速度を弱め、連星交換反応によって多数の小さな不規則天体が供給されなかった初期の太陽系で起こりやすい。^[26]

太陽系の外縁部の他の側面を再現した初期のニースモデルシミュレーションでは、木星と他の惑星との相互作用が不十分で、木星の不規則な惑星群を説明できなかった。これは、木星に2番目のメカニズムが働いていたか、初期のシミュレーションでは巨大惑星の軌道の進化を再現できなかったことを示唆している。^[22]

太陽系の最も外側の領域の存在と特性を説明するには、外惑星の移動も必要である。 ^[10]もともとカイパーベルトははるかに密度が高く、太陽に近く、外縁は約30 auにあった。その内縁は、形成時には太陽にはるかに近かった天王星と海王星の軌道のすぐ外側（おそらく15～20 auの範囲）にあり、位置は反対で、天王星は海王星よりも太陽から遠かった。^{[4] [10]}

惑星間の重力衝突により、海王星は半径約 28 au、離心率が最大 0.4 の微惑星円盤に外側に散乱します。海王星の離心率が高いため、平均運動共鳴が重なり、海王星と 2:1 平均運動共鳴の間の領域内の軌道は混沌とします。この時点で海王星と微惑星円盤の端の間にある物体の軌道は、この領域内の安定した低離心率軌道へと外側に進化する可能性があります。海王星の離心率が動的摩擦によって減衰されると、物体はこれらの軌道に閉じ込められます。これらの物体は、海王星と相互作用する短い時間の間、傾斜角が小さいままであるため、動的に冷たいベルトを形成します。その後、海王星が低離心率軌道で外側に移動するにつれて、外側に散らばっていた天体は共鳴に捕らえられ、コザイ機構により離心率が低下し傾斜角が増大し、安定した高傾斜軌道に脱出できるようになる。他の天体は共鳴に捕らえられたままになり、プルティノやその他の共鳴集団を形成する。これら2つの集団は、外側に散らばっていることと、これらの天体が海王星と相互作用する周期が長いことから、傾斜角と離心率が高く、動的に高温である。^[10]

海王星の軌道のこの進化により、共鳴種と非共鳴種の両方、海王星の2:1共鳴の外縁、および元の微惑星円盤に比べて小さな質量が生成される。他のモデルで見られる低傾斜角のプルティノの過剰は、海王星が外側に散乱し、3:2共鳴が微惑星円盤の元の縁の外側に残るため回避される。冷たい古典的天体が主に外縁円盤から発生するという異なる初期位置と捕獲プロセスにより、2峰性の傾斜分布と組成との相関関係が説明される。^[10]しかし、海王星の軌道のこの進化では、軌道分布の特徴の一部が説明できない。古典的なカイパーベルト天体の軌道の平均離心率は観測値よりも大きく（0.07に対して0.10～0.13）、高傾斜角天体が十分に生成されないことが予測される。また、寒冷集団に灰色の物体が全く存在しないように見える理由も説明できないが、色の違いは原始的な構成の違いからではなく、表面の進化の過程から部分的に生じているのではないかと示唆されている。^[27]

ニースモデルで予測された最も離心率の低い天体の不足は、冷たい種族がその場で形成されたことを示しているのかもしれない。軌道が異なることに加え、熱い種族と冷たい種族は色が異なっている。冷たい種族は熱い種族よりも明らかに赤いことから、組成が異なり、別の地域で形成されたことが示唆される。^{[27] [28]}冷たい種族には、軌道が緩い連星系天体も多数含まれており、海王星との接近を生き延びる可能性は低い。^[29]冷たい種族が現在の場所で形成された場合、それを保存するには、海王星の離心率が小さいままであるか、^[30]または海王星と天王星の強い相互作用により近日点が急速に歳差運動する必要がある。^[31]

海王星によって軌道長半径が 50 au を超える軌道に散乱された物体は、共鳴に捕らえられて散乱円盤の共鳴集団を形成するか、または共鳴中に離心率が減少すれば、海王星が移動している間に共鳴から逃れて散乱円盤内の安定軌道上に存在することができる。海王星の離心率が大きい場合、その遠日点は現在の軌道をはるかに超えて到達することがある。この時点で近日点が海王星に近いかそれより大きい物体は、離心率が減衰して遠日点が減少したときに海王星から分離され、散乱円盤内の安定軌道上に留まる可能性がある。^[10]

天王星と海王星によって外側に散乱されたより大きな軌道（およそ 5,000 au）上の物体は、銀河の潮汐によって近日点が上昇し、中程度の傾斜を持つ内側オールトの雲を形成する惑星の影響から切り離される可能性があります。さらに大きな軌道に到達した他の物体は、等方的な傾斜を持つ外側オールトの雲を形成する近くの星によって摂動を受ける可能性があります。木星と土星によって散乱された物体は、通常、太陽系から放出されます。^[32]初期の微惑星円盤の数パーセントがこれらの貯蔵庫に堆積する可能性があります。^[33]

ニースモデルは、最初の発表以来、数多くの修正が加えられてきた。太陽系の形成に関する理解が深まったことを反映する変更もあれば、予測と観測の間に大きな違いが見つかった後に行われた変更もある。初期太陽系の流体力学モデルは、巨大惑星の軌道が収束し、一連の共鳴に捕らわれることを示している。^[34]不安定化前に木星と土星が2:1共鳴にゆっくりと近づき、その後軌道がスムーズに分離したことも、広範囲にわたる永年共鳴により太陽系内部の物体の軌道を変えることが示された。前者は火星の軌道が他の地球型惑星の軌道と交差し、太陽系内部を不安定にする可能性がある。前者が回避されたとしても、後者は地球型惑星の軌道の離心率を大きくしたままになる。^[35]小惑星帯の軌道分布も変化し、高傾斜の物体が過剰になる。^[13]予測と観測のその他の違いとしては、木星による不規則衛星の捕獲が少ないこと、土星の内側の衛星の氷が蒸発していること、カイパーベルトで捕獲された高傾斜天体の不足、最近内側小惑星帯でD型小惑星が発見されたことなどが挙げられます。

ニースモデルに対する最初の修正は、巨大惑星の初期の位置であった。流体力学モデルを使用してガス円盤内を周回する惑星の挙動を調査すると、巨大惑星は太陽に向かって移動することが明らかになった。移動が継続すると、最近発見されたホットジュピターと呼ばれる太陽系外惑星のように、木星が太陽の近くを周回することになっただろう。しかし、土星が木星と共鳴して捕獲されるため、これは妨げられ、その後他の惑星が捕獲されたことで、木星と土星が3:2共鳴する4重共鳴構成となった。^[34]この共鳴が遅れて崩壊するメカニズムも提案された。外側の円盤にある冥王星質量の物体との重力遭遇により、それらの軌道がかき混ぜられ、離心率が増加し、軌道の結合によって巨大惑星が内側に移動する。この内側への移動中に永年共鳴が交差し、惑星の軌道の離心率が変化し、四重共鳴が乱れる。その後、元のニースモデルに似た後期不安定性が続く。元のニースモデルとは異なり、この不安定性のタイミングは、惑星の初期軌道や外惑星と微惑星ディスク間の距離には影響されない。共鳴惑星軌道と、これらの遠距離相互作用によって引き起こされる後期不安定性の組み合わせは、ニース2モデルと呼ばれた。^[36]

2 つ目の変更点は、氷惑星の 1 つが木星に遭遇し、その長半径がジャンプするという要件です。このジャンプする木星のシナリオでは、氷惑星が土星に遭遇し、木星を横切る軌道上に内側に散らばって、土星の軌道を拡大します。次に木星に遭遇して外側に散らばって、木星の軌道を縮小します。この結果、木星と土星の軌道は、滑らかな発散移動ではなく、段階的に分離します。^[35]木星と土星の軌道が段階的に分離することで、永年共鳴が太陽系内をゆっくりと掃引して地球型惑星の離心率を増加させるのを防ぎ^[35]、小惑星帯に高傾斜角物体と低傾斜角物体の比率が過剰になるのを防ぎます。^[13]このモデルでは、氷惑星と木星の遭遇により、木星は独自の不規則衛星を獲得することができます。^[37]木星のトロヤ群小惑星も、木星の軌道長半径がジャンプしたときにこれらの遭遇の後に捕獲され、氷巨星がトロヤ群小惑星を散乱させる秤動点の1つを通過すると、一方の個体群が他方の個体群に比べて減少する。^[38]小惑星帯を横切る永年共鳴のより速い横断により、小惑星帯の中心核からの小惑星の損失が制限される。代わりに、後期重爆撃期の岩石衝突体のほとんどは、巨大惑星が現在の位置に到達したときに破壊された内側の拡張部から発生し、その残骸がハンガリア小惑星として残っている。^[39]一部のD型小惑星は、氷巨星が小惑星帯を横切るときに遭遇したときに、2.5 au以内の内側小惑星帯に埋め込まれている。^[40]

氷の巨星が木星に遭遇するシミュレーションで頻繁に放出されることから、デイヴィッド・ネスヴォルニーらは、初期の太陽系には5つの巨大惑星があり、そのうちの1つは不安定性の間に放出されたという仮説を立てた。^{[41] [42]}この5惑星のニースモデルは、巨大惑星が3:2、3:2、2:1、3:2の共鳴鎖を形成し、その外側を微惑星円盤が周回することから始まる。^[43]共鳴鎖が破壊された後、海王星はまず微惑星円盤に向かって外側に移動し、28 auに達してから惑星間の遭遇が始まる。^[44]この最初の移動によって外側の円盤の質量が減少し、木星の離心率が維持され^[45]、移動開始時に微惑星円盤に地球の質量の20倍が残っていた場合の観測と一致する傾斜分布を持つカイパーベルトが形成される。^[46]海王星の離心率は不安定の間も小さいままである可​​能性がある。なぜなら、海王星は放出された氷の巨星に遭遇するだけであり、その場の冷たい古典的ベルトが保存されるからである。^[44]低質量の微惑星帯は、冥王星質量の天体による傾斜角と離心率の励起と相まって、土星の内側の衛星による氷の損失を大幅に減らす。^[47]共鳴鎖の遅い破壊と不安定性前の海王星の28 auへの移動の組み合わせは、ニース2モデルではありそうにない。このギャップは、共鳴からの早期脱出に続いて数百万年にわたるゆっくりとした塵による移動によって埋められるかもしれない。^[48] 最近の研究では、5惑星のニースモデルが地球型惑星の軌道を再現する可能性は統計的に小さいことがわかった。これは不安定性が地球型惑星の形成前に発生し、後期重爆撃の原因ではあり得ないことを意味しているが、^{[49] [50]}早期の不安定性の利点は、小惑星帯を保護するために必要な木星と土星の半長軸の大きな変化によって減少する。^{[51] [52]}

• 太陽系の形成と進化
• グランドタック仮説
• ジャンピング・ジュピターのシナリオ
• 後期重爆撃
• 惑星の移動

ウィキメディア・コモンズには、ニースモデルに関連するメディアがあります。

• ニースモデルのアニメーション
• 太陽系の難問を解決するのは簡単：天王星と海王星の位置を入れ替えるだけ