Nizza-Modell

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Das Nizza-Modell, nach der Stadt Nizza ist ein im Jahr 2005 von Gomes, Levison, Morbidelli und Tsiganis (in alphabetischer Reihenfolge) in drei Nature-Artikeln vorgeschlagenes Modell für eine späte Migration der Planeten im Sonnensystem. Es ist in der Lage, etliche Eigenschaften des Sonnensystems vorherzusagen.

Darstellung der Simulation des Nizza-Modells: zu sehen sind die Riesenplaneten und die Planetesimalscheibe. a) Vor der Instabilitätsphase. b) Während der Streuung der Planetesimalen c) nach der Instabilitätsphase.

Das Modell[Bearbeiten]

Position der Riesenplaneten in Abhängigkeit von der Zeit. Man erkennt deutlich die Instabilitätsphase, ausgelöst durch den 2:1-MMR (gestrichelte Linie) und das vertauschen von Uranus und Neptun.

Das Modell beschreibt eine Migration der Planeten, nachdem sich die protoplanetare Gasscheibe aufgelöst hat, es ist also kein Migrationsmodell im engeren Sinne. Das Modell nimmt an, dass die Planeten ursprünglich auf nahezu kreisförmigen, kompakten Bahnorbits liefen. Außerdem nimmt das Modell an, dass bei der Planetenentstehung eine Scheibe von Planetesimalen entstand, die von außerhalb der Planetenorbits bis hinaus zu einer Entfernung von 35 AU reichte und eine Gesamtmasse von etwa 35 Erdmassen hatte.

Die Riesenplaneten des Sonnensystems streuen nun zunächst vereinzelt Planetesimale aus der Scheibe, dabei wird Drehimpuls übertragen und die Bahn der Planeten ändert sich leicht. Es kann durch numerische Simulationen gezeigt werden, dass dadurch Saturn, Uranus und Neptun langsam nach außen und Jupiter langsam nach innen wandern.

Nach ein paar hundert Millionen Jahren kommt es zu einer 2:1-Resonanz (englisch mean motion resonance, MMR) zwischen Jupiter und Saturn. Dadurch steigen die Exzentrizitäten und das System destabilisiert sich. Die Planeten Saturn Uranus und Neptun kommen sich gegenseitig und der Scheibe aus Planetesimalen nahe. Dadurch werden die Planetesimale praktisch schlagartig zerstreut, ein Teil der Planetesimale fliegt in das innere Planetensystem und löst dort das Große Bombardement aus.

Nach etwa hundert Millionen Jahren erreichen die Planeten schließlich ihrer heutigen Entfernungen, ihre Exzentrizitäten werden gedämpft und das System stabilisiert sich wieder.

Neben den Positionen, Exzentrizitäten und Inklinationen der Riesenplaneten und dem Großen Bombardement erklärt das Modell noch eine Reihe weitere Eigenschaften des heutigen Sonnensystems:

  • Während der globalen Instabilität sind die Co-Orbit-Regionen von Jupiter gravitativ offen. Die gestreuten Planetisimale können in dieser Zeit in diese Regionen beliebig hinein und wieder heraus fliegen. Am Ende der Instabilitätsphase sind die Regionen vergleichsweise plötzlich wieder gravitativ geschlossen und die Objekte, die zu diesem Zeitpunkt dort waren, sind gefangen. Dies erklärt die Jupiter-Trojaner und Hilda-Asteroiden. Analoges gilt auch für die Trojaner von Neptun. Das Modell stimmt in allen wesentlichen Eigenschaften der Trojaner – bis auf deren großen Inklinationen – überein.
  • Saturn, Uranus und Neptun kamen sich und den Planetisimalen während der globalen Instabilität nahe, daher sind Dreifachstöße zwischen zwei Planeten und einem Planetesimal vergleichsweise wahrscheinlich. Bei solchen Begegnungen wird der Planetesimal von einem der beiden Planeten eingefangen und umkreist diesen fortan als Mond. Da es keine Notwendigkeit gibt, dass der Mond den Planeten in der Äquatorialebene umkreisen sollte, erhält man einen bei den äußeren Planeten häufig vorkommenden irregulären Mond. Dadurch können prinzipiell die irregulären Monde der Riesenplaneten bis auf die des Jupiters erklärt werden. Die Voraussagen stimmen bezüglich Inklination, Exzentrizität und großer Halbachse mit den Beobachtungen überein. Die zunächst vorhergesagte Massenverteilung der Planeten entspricht nicht der gemessenen, dies lässt sich jedoch erklären, wenn man annimmt, dass es zu Kollisionen zwischen den irregulären Monden gekommen ist.
  • 99 % der Masse der Planetesimal-Scheibe geht durch die Stöße verloren – die verbleibenden Körper hingegen bilden den Kuipergürtel. Dabei ist das Modell in der Lage, alle wichtigen Eigenschaften des Kuipergürtels zu erklären, was davor noch keinem Modell gleichzeitig gelungen ist:
    • die Co-Existenz von resonanten und nicht-resonanten Objekten
    • die relative Verteilung der großen Halbachse und Exzentrizität des Kuipergürtels
    • die Existenz einer Außenkante in der Entfernung einer 2:1-Resonanz mit Neptun
    • die bimodale Verteilung der Objekte und die dabei bestehende Korrelation zwischen der Inklination und den Eigenschaften des Objekts
    • die orbitale Verteilung der Plutinos und der 2:5-Libratoren (eine 1975 von Franklin et al. beschrieben Klasse von Asteroiden)[1]
    • die Existenz der extended scattered disc
    • den Massendefizit des Kuipergürtels

Kritik und Erweiterung[Bearbeiten]

Das Modell beschreibt die Migration in der protoplanetaren Gasscheibe nicht, sondern es setzt erst danach an. Die Probleme und offenen Fragen der klassischen planetaren Migration werden dadurch also nicht gelöst.

Wie bei der Abbildung oben erkennt man die Destabilisierung nach der 2:1-MMR und wie Neptun dabei über Uranus springt. Jedoch ist hier der hypothetische fünfte Planet berücksichtigt, man erkennt wie er während der Instabilitäsphase aus dem System geworfen wird.

Bei der Entwicklung des Modells wurden nur die vier äußeren Riesenplaneten betrachtet, die Auswirkung auf die Bahnen der terrestrischen Planeten wurden nicht berücksichtigt. In der Instabilitätsphase würden diese jedoch wahrscheinlich gestört werden. Auch neigen derart instabile Systeme dazu, Planeten zu verlieren. Beides kann möglicherweise dadurch vermieden werden, dass man dem System ursprünglich einen weiteren Riesenplaneten hinzufügt, der das System stabilisiert und schließlich selbst aus dem Sonnensystem geworfen wird. David Nesvorny vom Southwest Research Institute zeigte 2011, dass die Wahrscheinlichkeit dafür wesentlich höher ist, als für ein Modell ohne fünften Riesenplaneten. Dabei wurden eine Vielzahl von Simulationen mit unterschiedlich Anfangsbedingungen, Migrationsraten der Planeten, Auflösungsgeschwindigkeiten der Gasscheibe, Massen der Scheibe aus Planetesimalen und Massen des zusätzlichen Planeten (zwischen 1/3 und 3 Uranusmassen) gemacht und nach vier Kriterien ausgewertet:

  • Kriterium A: Am Ende muss das System genau 4 Riesenplaneten haben.
  • Kriterium B: Die Planeten müssen am Ende vergleichbare Umlaufbahnen zu den heute beobachtbaren haben. (z. B. max 20 % Abweichung in der Großen Halbachse).
  • Kriterium C: Gewisse Parameter müssen so sein, dass die Möglichkeit zum Einfang von irregulären Monden – wie oben beschrieben – besteht.
  • Kriterium D: Der Abstand zwischen Jupiter und Saturn muss so sein, dass die inneren terrestrischen Planeten überleben.

Bei der Auswertung stellte man fest, dass das Kriterium A bei anfangs 4 Riesenplaneten in unter 13 % der Simulationen erfüllt ist, während es bei anfangs 5 Planeten bei 37 % der Simulationen erfüllt ist; Kriterium B ist bei 4 Planeten in nur 2,5 % der Fällen erfüllt, während es bei Hinzunahme eines 5 Planeten in 23 % der Fälle erfüllt ist. Bei richtiger Wahl der Masse des fünften Planeten von 1/2 Uranusmasse steigen die Wahrscheinlichkeiten für Kriterium A und B sogar auf 50 % bzw. 20–30 %. Die inneren Planeten überleben beim klassischen Modell nur in etwa 1 % der Fälle – beim um einem Planeten erweiterten Modell steigt die Wahrscheinlichkeit jedoch auf etwa 10 %.

Die Untersuchung zeigt jedoch auch, dass das Kriterium C bei beiden Modellen nur sehr selten erfüllt ist, da das Modell auch die irregulären Monde von Jupiters nicht beschreiben kann, ist es fragwürdig, ob es zur Erklärung von irregulären Monden herangezogen werden kann.

Literatur[Bearbeiten]

  •  K. Tsiganis, R. Gomes, A. Morbidelli, H. F. Levison: Origin of the orbital architecture of the giant planets of the Solar System. In: Nature. 435, Nr. 7041, 2005, S. 459–461, doi:10.1038/nature03539 (PDF).
  •  A. Morbidelli, H. F. Levison, K. Tsiganis, R. Gomes: Chaotic capture of Jupiter’s Trojan asteroids in the early Solar System. In: Nature. 435, Nr. 7041, 2005, S. 462–465, doi:10.1038/nature03540 (PDF).
  •  R. Gomes, H. F. Levison, K. Tsiganis, A. Morbidelli: Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets. In: Nature. 435, Nr. 7041, 2005, S. 466–469, doi:10.1038/nature03676 (PDF).
  •  Aurélien Crida: Solar System formation. In: Earth and Planetary Astrophysics (astro-ph.EP). 2009, arXiv:0903.3008v1.
  •  David Nesvorny: Young Solar System’s Fifth Giant Planet?. In: Earth and Planetary Astrophysics (astro-ph.EP). 2011, arXiv:1109.2949.

Weblinks[Bearbeiten]

Einzelnachweise[Bearbeiten]

  1. Franklin et al., Minor planets and comets in libration about the 2:1 resonance with Jupiter