初期モデルの問題点
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/01/10 07:06 UTC 版)
ニースモデルは最初に提唱されて以降、太陽系の形成に関する理解が進んだことによってモデルの予測と観測の間に大きな違いがあることが明らかになったため、数多くの改良がなされてきた。 初期太陽系の流体力学モデルは、巨大惑星の軌道は収束して一連の共鳴へと捕獲されるという結果を示唆している。後期の微惑星が駆動する惑星移動の最中に木星と土星が 2:1 の共鳴にゆっくりと近付くことによって、火星が永年共鳴に捕獲され、内太陽系を不安定化してしまう水準にまで軌道離心率が励起される。その他の地球型惑星の離心率も、不安定が発生した後に永年共鳴の位置が内太陽系を掃くように移動することによって、現在よりも大きな値へと励起されてしまう。また小惑星帯の軌道分布も、永年共鳴によって軌道傾斜角が励起され軌道傾斜角が低い天体が取り除かれてしまうため、現在よりも軌道傾斜角が大きな天体が多く残されすぎてしまう。 その他のモデルの予測と観測の相違点としては、木星が捕獲できる不規則衛星が少ないこと、土星の内衛星から氷が蒸発してしまうこと、エッジワース・カイパーベルトに捕獲される高軌道傾斜角の天体が少なくなってしまうこと、そして小惑星帯の内側に最近D型小惑星が発見されたことがある。
※この「初期モデルの問題点」の解説は、「ニースモデル」の解説の一部です。
「初期モデルの問題点」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。
ウィキペディア小見出し辞書の「初期モデルの問題点」の項目はプログラムで機械的に意味や本文を生成しているため、不適切な項目が含まれていることもあります。ご了承くださいませ。
お問い合わせ。
- 初期モデルの問題点のページへのリンク
