Grand-Tack-Hypothese - Grand tack hypothesis

Jupiter könnte das Sonnensystem auf seinem großartigen Weg geformt haben

In der planetaren Astronomie schlägt die Grand-Tack-Hypothese vor, dass Jupiter sich bei 3,5 AE gebildet hat , dann nach innen auf 1,5 AE wanderte, bevor er seinen Kurs umkehrte, weil Saturn in einer Orbitalresonanz eingefangen wurde , und schließlich in der Nähe seiner aktuellen Umlaufbahn bei 5,2 AE stoppte. Die Umkehrung der planetaren Wanderung des Jupiter wird mit dem Weg eines Segelboots verglichen, das die Richtung ändert ( wendet ), während es gegen den Wind fährt.

Die Planetesimalscheibe wird durch die Wanderung des Jupiters bei 1,0 AE abgeschnitten, was das zur Bildung des Mars verfügbare Material begrenzt . Jupiter überquert zweimal den Asteroidengürtel und streut Asteroiden nach außen und dann nach innen. Der resultierende Asteroidengürtel hat eine geringe Masse, eine breite Palette von Neigungen und Exzentrizitäten und eine Population, die sowohl innerhalb als auch außerhalb der ursprünglichen Umlaufbahn des Jupiter stammt. Trümmer, die durch Kollisionen zwischen Planetesimalen entstanden sind, die vor Jupiter gefegt wurden, könnten eine frühe Generation von Planeten in die Sonne getrieben haben .

Beschreibung

In der Grand-Tack-Hypothese durchlief Jupiter nach seiner Entstehung eine zweiphasige Wanderung, wobei er nach innen auf 1,5 AE wanderte,  bevor er seinen Kurs umkehrte und nach außen wanderte. Die Entstehung von Jupiter fand in der Nähe der Eislinie bei etwa 3,5 AE statt.

Nachdem er eine Lücke in der Gasscheibe geschlossen hatte, durchlief Jupiter eine Typ-II-Wanderung und bewegte sich mit der Gasscheibe langsam auf die Sonne zu. Ohne Unterbrechung hätte diese Wanderung Jupiter in einer engen Umlaufbahn um die Sonne zurückgelassen, wie die kürzlich entdeckten heißen Jupiter in anderen Planetensystemen. Saturn wanderte auch in Richtung Sonne, aber da er kleiner war, wanderte er schneller und durchlief entweder eine Typ-I-Migration oder eine Ausreißer-Migration. Saturn konvergierte auf Jupiter und wurde während dieser Wanderung in einer 2:3-Mean-Motion-Resonanz mit Jupiter eingefangen. Um Jupiter und Saturn bildete sich dann eine überlappende Lücke in der Gasscheibe, die das Kräftegleichgewicht auf diesen Planeten veränderte, die gemeinsam zu wandern begannen. Saturn räumte seinen Teil der Lücke teilweise auf, wodurch das von der äußeren Scheibe auf Jupiter ausgeübte Drehmoment reduziert wurde.

Das Nettodrehmoment auf den Planeten wurde dann positiv, wobei die durch die inneren Lindblad-Resonanzen erzeugten Drehmomente die der äußeren Scheibe überstiegen, und die Planeten begannen nach außen zu wandern. Die Abwanderung konnte fortgesetzt werden, weil die Wechselwirkungen zwischen den Planeten Gas durch den Spalt strömen ließen. Das Gas tauschte während seines Durchgangs einen Drehimpuls mit den Planeten aus, was zu der positiven Drehmomentbilanz beitrug und den Planeten ermöglichte, relativ zur Scheibe nach außen zu wandern; durch den Austausch wurde auch Masse von der Außenlamelle auf die Innenlamelle übertragen. Die Übertragung von Gas auf die innere Scheibe verlangsamte auch die Verringerung der Masse der inneren Scheibe relativ zur äußeren Scheibe, während sie auf die Sonne akkreierte, was sonst das innere Drehmoment schwächen und die Auswanderung der Riesenplaneten beenden würde. In der Grand-Tack-Hypothese wird angenommen, dass dieser Prozess die Einwanderung der Planeten umgekehrt hat, als Jupiter bei 1,5 AE stand. Die Auswanderung von Jupiter und Saturn setzte sich fort, bis sie innerhalb einer aufgeweiteten Scheibe eine Konfiguration mit Nulldrehmoment erreichten oder bis sich die Gasscheibe auflöste. Es wird angenommen, dass der gesamte Prozess endet, wenn Jupiter seine ungefähre aktuelle Umlaufbahn erreicht hat.

Geltungsbereich der Grand-Tack-Hypothese

Die Hypothese kann auf mehrere Phänomene im Sonnensystem angewendet werden.

Mars-Problem

Das "Marsproblem" ist ein Konflikt zwischen einigen Simulationen der Entstehung der terrestrischen Planeten, die mit einem 0,5–1,0  M Planeten in seiner Region enden , viel größer als die tatsächliche Masse des Mars: 0,107  M 🜨 , wenn mit Planetesimalen verteilt begonnen im gesamten inneren Sonnensystem. Jupiters Grand Tack löst das Marsproblem, indem er das zur Bildung des Mars verfügbare Material begrenzt.

Jupiters Einwanderung nach innen verändert diese Materialverteilung, treibt Planetesimale nach innen, um ein schmales dichtes Band mit einer Materialmischung innerhalb von 1,0  AE zu bilden , und lässt die Marsregion weitgehend leer. Im schmalen Band bilden sich schnell planetare Embryonen. Die meisten dieser Embryonen kollidieren und verschmelzen über einen Zeitraum von 60 bis 130 Millionen Jahren zu den größeren terrestrischen Planeten ( Venus und Erde ). Andere werden außerhalb des Bandes verstreut, wo ihnen zusätzliches Material entzogen wird, was ihr Wachstum verlangsamt und die terrestrischen Planeten Mars und Merkur mit geringerer Masse bildet .

Asteroidengürtel

Jupiter und Saturn treiben die meisten Asteroiden während ihrer Wanderungen aus ihren ursprünglichen Umlaufbahnen und hinterlassen einen aufgeregten Überrest, der sowohl innerhalb als auch außerhalb des ursprünglichen Standorts von Jupiter stammt. Vor den Wanderungen des Jupiter enthielten die umliegenden Regionen Asteroiden, deren Zusammensetzung je nach Entfernung von der Sonne variierte. Felsige Asteroiden dominierten die innere Region, während primitivere und eisige Asteroiden die äußere Region jenseits der Eislinie dominierten. Wenn Jupiter und Saturn nach innen wandern, werden ~15% der inneren Asteroiden nach außen auf Umlaufbahnen jenseits von Saturn gestreut. Nach der Kursumkehr treffen Jupiter und Saturn zuerst auf diese Objekte und streuen etwa 0,5% der ursprünglichen Bevölkerung wieder nach innen auf stabile Umlaufbahnen. Später, wenn Jupiter und Saturn in die äußere Region wandern, werden etwa 0,5% der primitiven Asteroiden auf Umlaufbahnen im äußeren Asteroidengürtel verstreut. Die Begegnungen mit Jupiter und Saturn hinterlassen bei vielen der gefangenen Asteroiden große Exzentrizitäten und Neigungen . Diese können während der im Modell von Nizza beschriebenen Riesenplaneteninstabilität reduziert werden, sodass die Exzentrizitätsverteilung der des aktuellen Asteroidengürtels ähnelt. Einige der eisigen Asteroiden werden auch in Umlaufbahnen zurückgelassen, die die Region durchqueren, in der sich später die terrestrischen Planeten bildeten, wodurch Wasser an die sich ansammelnden Planeten abgegeben werden kann, als würden die eisigen Asteroiden mit ihnen kollidieren.

Fehlende Super-Erden

Das Fehlen von Supererden in engen Umlaufbahnen im Sonnensystem könnte auch das Ergebnis der Einwanderung des Jupiter sein. Wenn Jupiter nach innen wandert, werden Planetesimale in seinen Resonanzen mittlerer Bewegung eingefangen, wodurch ihre Umlaufbahnen schrumpfen und ihre Exzentrizitäten wachsen. Es folgt eine Kollisionskaskade, als die Relativgeschwindigkeiten der Planetesimale groß genug wurden, um katastrophale Einschläge zu erzeugen. Die resultierenden Trümmer drehen sich dann aufgrund des Widerstands der Gasscheibe spiralförmig nach innen zur Sonne. Wenn es im frühen Sonnensystem Supererden gegeben hätte, hätten sie einen Großteil dieser Trümmer in Resonanzen gefangen und hätten in die Sonne getrieben werden können, als sich die Trümmer spiralförmig nach innen bewegten. Die heutigen terrestrischen Planeten würden sich dann aus Planetesimalen bilden, die zurückbleiben, wenn Jupiter seinen Kurs umkehrt. Die Wanderung von Supererden in der Nähe der Umlaufbahn in die Sonne könnte jedoch vermieden werden, wenn die Trümmer zu größeren Objekten zusammenwachsen und so den Gaswiderstand verringern; und wenn die protoplanetare Scheibe einen inneren Hohlraum hätte, könnte ihre Einwanderung in der Nähe ihres Randes gestoppt werden. Wenn sich im inneren Sonnensystem noch keine Planeten gebildet hätten, hätte die Zerstörung der größeren Körper während der Kollisionskaskade die verbleibenden Trümmer klein genug hinterlassen, um vom Sonnenwind nach außen gedrückt zu werden, der während des frühen Sonnensystems viel stärker gewesen wäre , so dass nur wenige Planeten innerhalb der Merkurbahn entstehen können.

Spätere Entwicklungen

Simulationen der Entstehung der terrestrischen Planeten unter Verwendung von Modellen der protoplanetaren Scheibe, die eine viskose Erwärmung und die Wanderung der planetaren Embryonen beinhalten, deuten darauf hin, dass sich die Wanderung des Jupiter bei 2,0 AE umgekehrt haben könnte. In Simulationen werden die Exzentrizitäten der Embryonen durch Störungen des Jupiter angeregt. Da diese Exzentrizitäten durch die dichtere Gasscheibe neuerer Modelle gedämpft werden, schrumpfen die großen Halbachsen der Embryonen und verschieben die Spitzendichte der Feststoffe nach innen. Für Simulationen mit Jupiter-Wanderung, die sich bei 1,5 AE umkehrt, führte dies dazu, dass sich der größte terrestrische Planet in der Nähe der Umlaufbahn der Venus und nicht in der Umlaufbahn der Erde bildete. Simulationen, die stattdessen die Wanderung des Jupiter bei 2,0 AE umkehrten, ergaben eine engere Übereinstimmung mit dem aktuellen Sonnensystem.

Wenn die Fragmentierung durch Hit-and-Run-Kollisionen in Simulationen mit einer frühen Instabilität einbezogen wird, werden die Bahnen der terrestrischen Planeten besser erzeugt. Die größere Anzahl kleiner Körper, die aus diesen Kollisionen resultieren, reduzieren die Exzentrizitäten und Neigungen der wachsenden Planetenbahnen durch zusätzliche Kollisionen und dynamische Reibung. Dies führt auch dazu, dass ein größerer Anteil der Masse der terrestrischen Planeten auf Venus und Erde konzentriert wird und ihre Entstehungszeiten gegenüber der des Mars verlängert werden.

Die Wanderung der Riesenplaneten durch den Asteroidengürtel erzeugt einen Anstieg der Aufprallgeschwindigkeit, der zur Bildung von CB-Chondriten führen könnte. CB-Chondrite sind metallreiche kohlenstoffhaltige Chondrite, die Eisen/Nickel-Knötchen enthalten, die sich aus der Kristallisation von Impaktschmelzen 4,8 ±0,3 Myrs nach den ersten Feststoffen gebildet haben. Die Verdampfung dieser Metalle erfordert Stöße von mehr als 18 km/s, weit über dem Maximum von 12,2 km/s in Standard-Akkretionsmodellen. Die Wanderung von Jupiter über den Asteroidengürtel erhöht die Exzentrizitäten und Neigungen der Asteroiden, was zu einer Aufprallgeschwindigkeit von 0,5 Myr führt, die ausreicht, um Metalle zu verdampfen. Wenn die Bildung von CB-Chondriten auf die Wanderung des Jupiters zurückzuführen wäre, wäre sie 4,5-5 Myrs nach der Bildung des Sonnensystems aufgetreten.

Das Vorhandensein einer dicken Atmosphäre um Titan und ihre Abwesenheit um Ganymed und Callisto kann auf den Zeitpunkt ihrer Bildung im Verhältnis zum Grand Tack zurückzuführen sein. Wenn sich Ganymed und Callisto vor dem großen Wenden gebildet hätten, wäre ihre Atmosphäre verloren gegangen, als sich Jupiter der Sonne näherte. Damit Titan jedoch eine Migration vom Typ I in den Saturn vermeiden und die Atmosphäre von Titan überleben kann, muss sie sich nach dem Grand Tack gebildet haben.

Begegnungen mit anderen Embryonen könnten eine Scheibe, die den Mars umkreist, destabilisieren und die Masse der Monde reduzieren, die sich um den Mars bilden. Nachdem der Mars durch Begegnungen mit anderen Planeten aus dem Ring gestreut wurde, hat er weiterhin Begegnungen mit anderen Objekten, bis die Planeten Material aus dem inneren Sonnensystem entfernen. Während diese Begegnungen es ermöglichen, die Umlaufbahn des Mars von den anderen Planeten zu entkoppeln und auf einer stabilen Umlaufbahn zu bleiben, können sie auch die Materialscheibe stören, aus der sich die Monde des Mars bilden. Diese Störungen führen dazu, dass Material aus der Umlaufbahn des Mars entweicht oder auf seine Oberfläche aufprallt, wodurch die Masse der Scheibe reduziert wird, was zur Bildung kleinerer Monde führt.

Potenzielle Probleme

Wenn der Mars eine andere Zusammensetzung hat als Erde und Venus, muss der größte Teil der Akkretion des Mars außerhalb des engen Materialrings stattgefunden haben, der durch den Grand Tack gebildet wird. Die Planeten, die in dem durch den Grand Tack entstandenen Ring wachsen, enden mit ähnlichen Zusammensetzungen. Wenn der Grand Tack früh stattfand, während der Embryo, der zum Mars wurde, relativ klein war, könnte sich ein Mars mit einer anderen Zusammensetzung bilden, wenn er stattdessen wie die Asteroiden nach außen und dann nach innen gestreut würde. Die Wahrscheinlichkeit dafür liegt bei etwa 2%.

Spätere Studien haben gezeigt, dass es unwahrscheinlich ist, dass die konvergente Orbitalwanderung von Jupiter und Saturn im schwindenden Sonnennebel eine 3:2-Mean-Motion-Resonanz erzeugt. Anstatt eine schnellere Fluchtmigration zu unterstützen, führen Nebelbedingungen zu einer langsameren Migration von Saturn und seiner Erfassung in einer 2:1-Mean-Motion-Resonanz. Das Einfangen von Jupiter und Saturn in der 2:1-Mean-Motion-Resonanz kehrt normalerweise die Richtung der Wanderung nicht um, aber es wurden bestimmte Nebelkonfigurationen identifiziert, die die Auswanderung nach außen vorantreiben können. Diese Konfigurationen neigen jedoch dazu, die Orbitalexzentrizität von Jupiter und Saturn auf Werte zwischen zwei und dreimal so groß wie ihre tatsächlichen Werte anzuregen . Auch wenn die Temperatur und Viskosität des Gases Saturn erlauben, einen tieferen Spalt zu erzeugen, kann das resultierende Nettodrehmoment wieder negativ werden, was zu einer Einwärtswanderung des Systems führt.

Das Grand-Tack-Szenario ignoriert die anhaltende Gasansammlung sowohl auf Jupiter als auch auf Saturn. Um die Auswanderung voranzutreiben und die Planeten in die Nähe ihrer aktuellen Umlaufbahnen zu bringen, musste der Sonnennebel tatsächlich ein ausreichend großes Gasreservoir um die Umlaufbahnen der beiden Planeten enthalten. Dieses Gas würde jedoch eine Akkretionsquelle darstellen, die das Wachstum von Jupiter und Saturn und ihr Massenverhältnis beeinflussen würde. Die Art der Nebeldichte, die zum Einfangen in der 3:2-Mean-Motion-Resonanz erforderlich ist, ist für das Überleben der beiden Planeten besonders gefährlich, da sie zu einem erheblichen Massenwachstum und einer daraus folgenden Planeten-Planet-Streuung führen kann. Aber Bedingungen, die zu 2:1 Mean-Motion-Resonanzsystemen führen, können die Planeten auch in Gefahr bringen. Die Akkretion von Gas auf beiden Planeten neigt auch dazu, die Zufuhr zur inneren Scheibe zu reduzieren, was die Akkretionsrate in Richtung Sonne verringert. Dieser Prozess bewirkt, dass das Scheibeninnere bis zur Jupiterbahn etwas erschöpft wird, wodurch die Drehmomente auf Jupiter, die aus inneren Lindblad-Resonanzen entstehen, geschwächt werden und möglicherweise die Auswanderung der Planeten nach außen beendet wird.

Alternativen

Mehrere Hypothesen wurden vorgeschlagen, um die geringe Masse des Mars zu erklären. Ein kleiner Mars mag ein Ereignis mit geringer Wahrscheinlichkeit gewesen sein, da es in einem kleinen, aber von Null verschiedenen Bruchteil von Simulationen auftritt, die mit Planetesimalen beginnen, die über das gesamte innere Sonnensystem verteilt sind. Ein kleiner Mars könnte das Ergebnis davon sein, dass seine Region weitgehend leer war, weil festes Material weiter nach innen driftete, bevor sich die Planetesimale bildeten. Der größte Teil der Masse hätte auch aus der Marsregion entfernt werden können, bevor sie sich bildete, wenn die im Modell von Nizza beschriebene Riesenplaneteninstabilität früh auftrat. Wenn der größte Teil des Wachstums von Planetesimalen und Embryonen zu terrestrischen Planeten auf die Anlagerung von Kieselsteinen zurückzuführen war , könnte ein kleiner Mars das Ergebnis sein, da dieser Prozess mit zunehmender Entfernung von der Sonne weniger effizient war würde nur in dieser Entfernung zur Bildung von terrestrischen Planeten führen, die den Mars als gestrandeten Embryo hinterlassen würden. Weitläufige säkulare Resonanzen während der Reinigung der Gasscheibe könnten auch Neigungen und Exzentrizitäten anregen, wodurch die Relativgeschwindigkeiten erhöht werden, so dass Kollisionen zu Fragmentierung anstelle von Akkretion führten. Einige dieser Hypothesen könnten auch die geringe Masse des Asteroidengürtels erklären.

Eine Reihe von Hypothesen wurde auch vorgeschlagen, um die Orbitalexzentrizitäten und -neigungen der Asteroiden und die geringe Masse des Asteroidengürtels zu erklären. Wenn die Region des Asteroidengürtels anfangs leer war, weil sich dort nur wenige Planetesimale bildeten, könnte sie von eisigen Planetesimalen bevölkert gewesen sein, die während der Gasakkretion von Jupiter und Saturn nach innen verstreut wurden, und von steinigen Asteroiden, die von den sich bildenden Erdplaneten nach außen gestreut wurden. Die nach innen verstreuten eisigen Planetesimale könnten auch Wasser in die terrestrische Region liefern. Ein ursprünglich massearmer Asteroidengürtel könnte seine Bahnexzentrizitäten und -neigungen durch säkulare Resonanzen angeregt haben, wenn die Resonanzbahnen von Jupiter und Saturn vor der Instabilität des Modells von Nizza chaotisch wurden. Die Exzentrizitäten und Neigungen des Asteroiden könnten auch während der Instabilität des Riesenplaneten angeregt werden und die beobachteten Werte erreichen, wenn sie einige hunderttausend Jahre andauern. Gravitationsinteraktionen zwischen den Asteroiden und Embryonen in einem anfänglich massiven Asteroidengürtel würden diese Effekte verstärken, indem sie die großen Halbachsen der Asteroiden verändern und viele Asteroiden in instabile Umlaufbahnen treiben, wo sie aufgrund von Wechselwirkungen mit den Planeten entfernt wurden, was zum Verlust von mehr als 99% seiner Masse. Säkulares Resonanzschwingen während der Dissipation der Gasscheibe könnte die Umlaufbahnen der Asteroiden angeregt und viele davon entfernt haben, als sie sich aufgrund des Gaswiderstands nach der Anregung ihrer Exzentrizitäten auf die Sonne zuwendeten.

Mehrere Hypothesen wurden auch für das Fehlen einer nahe umlaufenden Supererde und die geringe Masse von Merkur aufgestellt . Wenn sich Jupiters Kern in der Nähe der Sonne gebildet hätte, könnte seine Auswanderung durch das innere Sonnensystem Material in seinen Resonanzen nach außen gedrückt haben, wodurch die Region innerhalb der Umlaufbahn der Venus erschöpft wäre. In einer protoplanetaren Scheibe, die sich durch einen Scheibenwind entwickelte, könnten planetarische Embryonen nach außen gewandert sein, bevor sie sich zu Planeten verschmolzen und das Sonnensystem ohne Planeten innerhalb der Merkurbahn zurückließen bei der Bildung großer terrestrischer Planeten in der Nähe dieser Entfernung, die Merkur als gestrandeten Embryo hinterlassen. Eine frühe Generation von inneren Planeten könnte aufgrund katastrophaler Kollisionen während einer Instabilität verloren gegangen sein, was dazu führte, dass die Trümmer klein genug zermahlen wurden, um aufgrund des Poynting-Robertson-Widerstands verloren zu gehen. Wenn die Planetesimalbildung nur früh stattgefunden hat, könnte der innere Rand der Planetesimalscheibe zu diesem Zeitpunkt an der Silikat-Kondensationslinie gelegen haben. Die Bildung von Planetesimalen näher als Mercury Umlaufbahn erforderlich ist, dass das Magnetfeld des Sterns mit der Drehung der Scheibe ausgerichtet werden, so dass die Erschöpfung des Gases , so daß Feststoff zu Gas - Verhältnissen erreicht Werte ausreichend für Streaming - Instabilitäten auftreten. Die Bildung von Supererden kann einen höheren Fluss von nach innen driftenden Kieselsteinen erfordern als im frühen Sonnensystem. Planetesimale, die eine protoplanetare Scheibe näher als 0,6 AE umkreisen, könnten aufgrund von Gegenwind erodiert sein. Ein frühes Sonnensystem, das weitgehend an Material erschöpft war, hätte zur Bildung kleiner Planeten führen können, die in einer frühen Instabilität verloren oder zerstört wurden und nur Merkur oder nur Merkur hinterlassen haben.

Siehe auch

Verweise