カイパーベルトの形成とは? わかりやすく解説

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カイパーベルトの形成

出典: フリー百科事典『ウィキペディア(Wikipedia)』 (2021/01/10 07:06 UTC 版)

ニースモデル」の記事における「カイパーベルトの形成」の解説

外側惑星移動は、太陽系外縁天体存在その特徴説明するために必要である。エッジワース・カイパーベルトかつては天体個数多く、またその外縁30 au 程度太陽に近い位置にあった考えられる。また内縁天王星海王星軌道のすぐ外側にあった考えられ、これらの惑星形成された時は現在より太陽にずっと近く (おそらく 1520 au範囲)、また天王星海王星よりも遠い位置にあった考えられる海王星惑星間の重力的な遭遇によって外側散乱され軌道長半径はおよそ 28 au軌道離心率最大で 0.4 の軌道となった。このとき、海王星はその外側微惑星円盤、すなわちカイパーベルト中に進入した考えられる海王星軌道離心率大きいため、海王星との複数平均運動共鳴起こす位置お互いに重なり合い海王星軌道海王星と 2:1 の平均運動共鳴起こす位置の間の領域にある軌道カオス的になる。この時点海王星微惑星円盤の端との間にいた天体軌道は、この領域内で安定な、低軌道離心率のより外側軌道へと進化することが出来た海王星軌道離心率力学的摩擦によって減衰すると、これらの天体はその軌道捕獲された。これが力学的に「冷たい」カイパーベルト起源である。後に海王星が低い軌道離心率保ったまま外側移動するにつれ、外側散乱され天体海王星との共鳴捕獲され古在メカニズムによってこれらの天体軌道離心率減少軌道傾斜角増加し安定高軌道傾斜角軌道へと脱出することが出来たその他の天体共鳴捕獲された状態に留まり冥王星族などの共鳴外縁天体個体群形成する。これらの2つ天体群は力学的に「熱い」状態であり、大きな軌道傾斜角軌道離心率を持つ。これは、これらの天体外側散乱されていることと、より長い期間にわたって海王星相互作用していることが原因である。 この海王星軌道進化共鳴入っているものと入っていないものの2つ天体群、海王星との 2:1 共鳴位置にある外縁部、元々の微惑星円盤対す小さな質量再現する他の理論モデルでは軌道傾斜角小さ冥王星族天体過剰に生成してしまうが、ニースモデルではその問題回避することが出来る。これはニースモデルでは海王星外側散乱されており、海王星との 3:2 共鳴位置微惑星円盤の元々の外縁部よりも外に存在することが原因である。異な初期位置と、外側円盤由来する冷たい古典的エッジワース・カイパーベルト天体とそれらの捕獲過程は、これらの天体軌道傾斜角二峰性分布と、その組成との相関説明することができる。しかしこの海王星軌道進化は、カイパーベルト軌道分布特徴いくつか説明することが出来ないモデルでは古典的エッジワース・カイパーベルト天体平均離心率が 0.10-0.13 になることが予測されるが、これは実際に観測されている値である 0.07 よりも大きい。また十分な個数高軌道傾斜角天体再現することが出来ないまた、古典的エッジワース・カイパーベルト天体の色の違いは、天体組成違いだけではなく天体表面進化からも部分的に生じることが示唆されているものの、これらの冷たい天体中に灰色表面を示す天体見かけ上完全に欠如していることを説明することが出来ないニースモデル予測される最も低い軌道離心率を持つ天体不足していることは、冷たい天体群はその場形成されという事示唆している可能性がある。力学的に熱い天体群と冷たい天体群は、軌道異なることに加えてその色も異なっている。冷たい天体群は熱い天体群よりも目立って赤い色を示し異な組成持ち異な領域形成されたことを示唆している。冷たい天体群は緩く束縛され連星多く含んでいるが、これらは海王星との近接遭遇連星として生き残れいだろう考えられる。冷たい天体群が現在の位置形成されたとした場合、これを維持するためには海王星軌道離心率小さいまま保たれていたか、天王星との相互作用による早い近点移動経験してなければならない

※この「カイパーベルトの形成」の解説は、「ニースモデル」の解説の一部です。
「カイパーベルトの形成」を含む「ニースモデル」の記事については、「ニースモデル」の概要を参照ください。

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