Beş gezegenli Nice modeli

Beş Gezegenli Nice Modeli, Güneş Sistemi’nin erken dönemine ilişkin bir sayısal model olup, Nice Modeli’nin revize edilmiş bir versiyonudur. Bu model, günümüzde var olan dört dev gezegenin yanı sıra, Satürn ile Uranüs arasında yer alan ek bir buz devi gezegenle başlar ve bu gezegenler bir dizi ortalama hareket rezonansı içerisinde yer alır.

Rezonans zincirinin kırılmasının ardından, beş dev gezegen, gezegenimsi cisimlerin neden olduğu bir göç dönemi yaşar ve ardından, Nice Modeli’nin orijinal versiyonuna benzer şekilde gezegenler arasında kütleçekimsel karşılaşmaların yaşandığı bir yörüngesel kararsızlık dönemi başlar. Bu kararsızlık sırasında, ek dev gezegen içe doğru, Jüpiter’in yörüngesini kesen bir yörüngeye savrulur ve Jüpiter ile bir karşılaşma sonrasında Güneş Sistemi’nden dışarı atılır. Bu model, mevcut Güneş Sistemi’ni dört gezegenli Nice Modeli’nden daha iyi bir şekilde yeniden oluşturma olasılığının daha yüksek olduğunu gösteren simülasyonların ardından, ilk kez 2011 yılında resmen önerilmiştir.

Beş Gezegenli Nice Modeli

Aşağıda, erken bir kararsızlık dönemine yol açarak mevcut Güneş Sistemi'nin birçok özelliğini yeniden üreten beş gezegenli Nice Modeli'nin bir versiyonu sunulmaktadır. Geçmişte, dev gezegen kararsızlığı genellikle Geç Ağır Bombardıman dönemiyle ilişkilendirilmiş olsa da, son yapılan araştırmalar dev gezegen kararsızlığının daha erken bir dönemde gerçekleştiğini göstermektedir. Güneş Sistemi, dev gezegenlerin başka bir rezonans zincirinde yer aldığı bir düzenle başlamış olabilir.

Güneş Sistemi, nebula aşamasını Jüpiter, Satürn ve üç buz devi gezegenin 3:2, 3:2, 2:1, 3:2 rezonans zincirinde yer aldığı bir düzenle tamamlar. Bu gezegenlerin yarı büyük eksenleri 5,5 – 20 AU arasında değişmektedir. Gezegenlerin ötesinde, 24 AU ile 30 AU arasında yoğun bir gezegenimsi disk bulunmaktadır. Bu disk içerisindeki gezegenimsiler, aralarındaki kütleçekimsel etkileşimler nedeniyle karıştırılarak yörüngelerinin eksantriklik ve eğimlerini artırır. Bu süreç, diskin yayılmasına neden olarak iç kenarını dev gezegenlerin yörüngelerine doğru iter. Dış disk içindeki gezegenimsiler arasındaki çarpışmalar ise bir çarpışma zinciri içinde öğütülerek toza dönüşen parçalar üretir. Bu toz, Poynting-Robertson sürüklemesi nedeniyle gezegenlere doğru spiral bir şekilde içe doğru hareket eder ve sonunda Neptün'ün yörüngesine ulaşır. Toz veya içe doğru saçılan gezegenimsilerle olan kütleçekimsel etkileşimler, gaz diskinin dağılımından yaklaşık on milyon yıl sonra dev gezegenlerin rezonans zincirinden kurtulmasını sağlar.

Gezegenler, bu noktadan sonra gezegenimsi sürüklenmesi ile bir göç dönemi geçirir. Bu süreçte, gezegenler karşılaştıkları gezegenimsilerle açısal momentum alışverişi yapar. Bu etkileşimler sırasında, dışa saçılan gezegenimsilerin çoğu tekrar içeriye dönerken, içe saçılan gezegenimsilerden bazıları Uranüs ile karşılaştıktan sonra geri dönemez. Benzer bir süreç Uranüs, ek buz devi ve Satürn için de yaşanır; bu durum, bu gezegenlerin dışa doğru göç etmesine ve dış kuşaktan Jüpiter'e doğru bir gezegenimsi transferine yol açar. Jüpiter ise gezegenimsilerin çoğunu Güneş Sistemi'nden dışarı fırlatır ve bu nedenle içe doğru göç eder. On milyon yılın ardından, gezegenlerin farklı yönlerdeki göçleri rezonans geçişlerine yol açar ve bu durum dev gezegenlerin eksantrikliklerini artırarak 28 AU yakınlarında Neptün'ün kararsızlık yaratmasıyla gezegen sistemini destabilize eder.

Bu kararsızlık sırasında, ek buz devi sistemden dışarı atılır. Buz devi, eksantrikliğinin artmasıyla Satürn'ün yörüngesini kesen bir yörüngeye girer ve Satürn tarafından Jüpiter'in yörüngesini kesen bir yörüngeye saçılır. Buz deviyle tekrar eden kütleçekimsel karşılaşmalar, Jüpiter ve Satürn'ün yarı büyük eksenlerinde sıçramalara neden olur; bu da yörüngelerinin aşamalı olarak birbirinden ayrılmasına yol açar ve dönme süreleri oranının 2,3'ü aşacak şekilde hızla artmasını sağlar. Buz devi ayrıca Uranüs ve Neptün ile karşılaşır ve bu süreçte asteroit kuşağının bazı bölümlerini de keserek yörüngesinin eksantrikliğini ve yarı büyük eksenini artırır. Yaklaşık 10.000–100.000 yıl sonra, buz devi Jüpiter ile bir karşılaşma sonrasında sistemden dışarı atılır ve bir "başıboş gezegen" haline gelir. Kalan gezegenler ise yavaşlayan bir hızla göç etmeye devam eder ve gezegenimsi diskin büyük kısmının temizlenmesiyle nihai yörüngelerine yaklaşırlar.

Güneş Sistemi Üzerindeki Etkiler

Dev gezegenlerin göçleri ve aralarındaki karşılaşmalar, dış Güneş Sistemi'nde birçok etki yaratır. Dev gezegenler arasındaki kütleçekimsel karşılaşmalar, gezegenlerin yörünge eksantrikliklerini ve eğimlerini artırır. Neptün tarafından içe doğru saçılan gezegenimsiler, gezegenlerin veya uydularının yörüngelerini kesen yörüngelere girer ve bu gezegenlere ya da uydularına çarpabilir. Bu çarpışmalar, dış gezegenlerin uydularında kraterler ve çarpma havzaları bırakır, hatta bazen iç uyduların dağılmasına neden olabilir.

Bazı gezegenimsiler, Jüpiter'in yarı büyük ekseninde, buz devi ile karşılaşmaları sırasında yaşanan sıçramalar sonucunda Jüpiter truvaları olarak yakalanır. Eğer buz devi, Jüpiter ile son karşılaşmasından sonra bu truvalardan bir grubunun içinden geçerse, bu grup diğerine göre daha fazla tükenebilir. Daha sonra, Jüpiter ve Satürn'ün orta hareket rezonanslarına yaklaştığı dönemlerde, diğer Jüpiter truvaları Nice Modeli'nde tanımlanan mekanizma aracılığıyla yakalanabilir.

Diğer gezegenimsiler, buz devinin diğer gezegenlerle karşılaşmaları sırasında üçlü kütleçekimsel etkileşimlerle dev gezegenlerin düzensiz uyduları olarak yakalanır. Bu düzensiz uydular, başlangıçta prograde, retrograd ve dikey yörüngeler gibi geniş bir eğim aralığına sahiptir. Zamanla, Kozai mekanizması nedeniyle dikey yörüngelerdeki uydular kaybolur ve diğerleri kendi aralarındaki çarpışmalarla parçalanır. Gezegenler arasındaki karşılaşmalar, düzenli uyduların yörüngelerini de bozabilir ve örneğin İapetus’un yörünge eğimini açıklayabilir. Ayrıca, Satürn'ün dönüş ekseni, Neptün ile yavaşça bir spin-yörünge rezonansını geçtiğinde eğilmiş olabilir.

Neptün’ün göçü sırasında, birçok gezegenimsi Neptün’ün yörüngesinin ötesindeki çeşitli yörüngelere yerleşir. Neptün birkaç astronomik birim dışa doğru göç ederken, sıcak klasik Kuiper Kuşağı ve dağılmış disk oluşur. Neptün tarafından dışa saçılan gezegenimsilerin bir kısmı rezonanslarda yakalanır, Kozai mekanizmasıyla eksantriklik ve eğim değiş tokuşuna uğrar ve daha yüksek perihelionlu kararlı yörüngelere bırakılır. Erken göç sırasında Neptün'ün süpürülen 2:1 rezonansında yakalanan gezegenimsiler, buz devinin yarı büyük ekseninin sıçramasıyla serbest bırakılarak, 44 AU civarında düşük eğim ve düşük eksantrikliğe sahip cisimlerden oluşan soğuk klasik Kuiper Kuşağı grubunu geride bırakır. Bu süreç, Neptün ile yakın karşılaşmaları önler ve gevşek bağlı çiftler, özellikle de "mavi" çiftlerin hayatta kalmasını sağlar.

Neptün’ün göçü yeterince yavaşsa, bu süreç sırasında bu cisimlerin eksantriklik dağılımı, Neptün’ün 7:4 rezonansı yakınlarında bir sınır oluşturan süpürülen rezonanslar tarafından kısaltılabilir. Neptün yavaşça mevcut yörüngesine yaklaşırken, bazı cisimler fosilleşmiş yüksek perihelionlu yörüngelerde dağılmış disk içinde kalır. Çok büyük yarı büyük eksenli yörüngelere saçılan cisimler, galaktik gelgitler veya geçen yıldızlardan gelen etkileşimlerle perihelionlarını dev gezegenlerin etkilerinden kurtarabilir ve Oort Bulutu'na yerleşir. Eğer varsayımsal Dokuzuncu Gezegen, kararsızlık döneminde önerilen yörüngesinde yer alıyorsa, birkaç yüz ila birkaç bin AU arasında yarı büyük eksenlere sahip yaklaşık küresel bir cisim bulutu yakalanmış olabilir.

İç Güneş Sistemi'nde, kararsızlığın etkileri, zamanlamasına ve süresine bağlı olarak değişir. Erken bir kararsızlık, Mars bölgesindeki kütlenin çoğunun yok olmasından sorumlu olabilir ve Mars'ın Dünya ve Venüs’ten daha küçük olmasına yol açabilir. Ayrıca, erken bir kararsızlık, asteroit kuşağının tükenmesine ve eksantriklik ile eğimlerinin artmasına neden olabilir. Buz devinin asteroit kuşağını geçişi sırasında, asteroit çarpışma aileleri dağılabilir ve dış kuşaktaki gezegenimsiler, rezonanslar veya buz deviyle karşılaşmalar sırasında Jüpiter'in yörüngesinin altına indirildiğinde P- ve D-tipi asteroitler olarak asteroit kuşağına dahil edilebilir.

Geç bir kararsızlık, Jüpiter ve Satürn’ün yörüngelerinin hızlı bir şekilde ayrılmasını sağlayarak, iç gezegenlerin eksantrikliklerinin seküler rezonans kaymaları nedeniyle artmasını önleyecek şekilde kısa sürmek zorundadır. Bu, asteroit kuşağının yörüngelerinde daha ılımlı değişikliklere yol açar. Eğer asteroit kuşağı başlangıçta düşük bir kütleye sahipse veya Büyük Yönelim tarafından tükenmiş ve heyecanlandırılmışsa, bu durum asteroitlerin eksantriklik dağılımını mevcut dağılıma doğru kaydırabilir. Geç bir kararsızlık ayrıca, daha az sayıda ama daha uzun süreli bir bombardımanla iç gezegenlere kayan asteroitler oluşturabilir. Bu, gezegenler mevcut konumlarına ulaştığında asteroit kuşağının iç uzantısının bozulmasıyla ortaya çıkabilir.

Kaynakça

Five-planet Nice Model sayfasından çeviridir.