WikiDer > Qanchadan-qancha sayyora modeli

Five-planet Nice model

The besh sayyorali Qanchadan-qancha model ning so'nggi o'zgarishi Yaxshi model bu beshdan boshlanadi ulkan sayyoralar, to'rtta qo'shimcha muz giganti (Saturn va Uran o'rtasida) o'rtacha harakat rezonanslari zanjirida.

Keyin rezonans zanjir uzilgan, beshta ulkan sayyora sayyoralar miqyosida harakatlanadigan migratsiya davrini boshdan kechirmoqda, so'ngra sayyoralar orasidagi tortishish kuchi to'qnashuvlari bilan avvalgi Nitstsa modelidagi kabi. Beqarorlik davrida qo'shimcha ulkan sayyora Yupiterni kesib o'tuvchi orbitaga tarqalib ketadi va Quyosh sistemasi Yupiter bilan uchrashuvdan so'ng. An erta Quyosh tizimi 2011 yilda beshta ulkan sayyora taklif qilingan edi, chunki raqamli modellar, bu hozirgi Quyosh tizimini qayta ishlab chiqarish ehtimoli ko'proq.[1]

Besh sayyorali Qanchadan-qancha model

Quyida beshta sayyora Nitsa modelining dastlabki beqarorlikka olib keladigan va hozirgi Quyosh tizimining bir qator jihatlarini takrorlaydigan versiyasi keltirilgan. Garchi ilgari ulkan sayyoradagi beqarorlik bilan bog'liq bo'lgan Kechiktirilgan og'ir bombardimon, yaqinda o'tkazilgan bir qator tadqiqotlar shuni ko'rsatadiki, ulkan sayyoradagi beqarorlik yuzaga kelgan erta.[2][3][4][5] Quyosh tizimida bo'lishi mumkin boshlandi boshqa rezonans zanjiridagi ulkan sayyoralar bilan.[6]

Quyosh tizimi tugaydi tumanlik fazasi bilan Yupiter, Saturnva 3: 2, 3: 2, 2: 1, 3: 2 rezonans zanjiridagi uchta muz giganti yarim katta o'qlar 5.5 - 20 gacha AU. Zich disk sayyoralar bulardan tashqari orbitalar sayyoralar, 24 AU dan 30 AUgacha cho'zilgan.[6] Ushbu diskdagi sayyora hayvonlari tufayli aralashtiriladi gravitatsion o'zaro ta'sirlar ular orasida ekssentrikliklar va moyilliklar ularning orbitalari. Disk bu sodir bo'lganda tarqaladi va uning ichki qirrasini ulkan sayyoralar orbitalari tomon suradi.[5] To'qnashuvlar tashqi diskdagi planetarizmlar o'rtasida ham to'qnashuvlar kaskadida changga aylangan chiqindilar hosil bo'ladi. Tuproq tufayli sayyoralarga qarab spirallar aylanadi Poyting-Robertson sudrab boradi va oxir-oqibat etadi Neptunorbitasi.[6] Tuproq bilan yoki ichkariga tarqalgan sayyora hayvonlari bilan tortishish kuchi ta'sirida ulkan sayyoralar rezonans zanjiridan taxminan o'n million yil o'tgach, rezonans zanjiridan chiqib ketishga imkon beradi. gaz disk.[6][7]

Keyin sayyoralar a sayyora hayvonlari tomonidan boshqariladigan migratsiya ular uchrashganda va almashganda burchak momentum sayyora hayvonlari sonining ko'payishi bilan.[6] Planetesimallarning aniq ichki ko'chishi va Neptunning tashqi migratsiyasi bu uchrashuvlar paytida bo'lgani kabi sodir bo'ladi tarqoq tashqi tomon qaytish yana duch kelinadi, ichkariga tarqalib ketganlarning ba'zilari duch kelganidan keyin qaytishiga to'sqinlik qiladi Uran. Xuddi shunday jarayon Uran, qo'shimcha muz giganti va Saturn uchun ham sodir bo'ladi, natijada ularning tashqi migratsiyasi va sayyoralar hayvonlari tashqi belbog'dan Yupiterga ko'chiriladi. Yupiter, aksincha, Quyosh tizimidan sayyoralarning ko'p qismini chiqarib tashlaydi va natijada ichkariga o'tadi.[8] 10 million yildan so'ng sayyoralarning turli-tuman migratsiyasi rezonans o'tishiga olib keladi, ulkan sayyoralarning ekssentrikligini hayajonlantiradi va Neptun 28 AU yaqinida bo'lganida sayyoralar tizimini beqarorlashtiradi.[9]

Ushbu beqarorlik paytida qo'shimcha muz giganti chiqarib yuboriladi. Qo'shimcha muz giganti eksantrikligi oshgandan so'ng Saturnni kesib o'tuvchi orbitaga kiradi va Saturn tomonidan Yupiterni kesib o'tgan orbitaga tarqaladi. Muz giganti bilan takroriy tortishish Yupiter va Saturnning yarim katta o'qlarida sakrashni keltirib chiqaradi, bu ularning orbitalarini bosqichma-bosqich ajratib turishga va ularning nisbati tez o'sishiga olib keladi. davrlar u 2.3 dan katta bo'lguncha.[10] Muz giganti, shuningdek, Uran va Neptun bilan uchrashadi va qismlarini kesib o'tadi asteroid kamari chunki bu uchrashuvlar uning orbitasining ekssentrikligi va yarim katta o'qini oshiradi.[11] 10,000-100,000 yildan so'ng,[12] muz giganti Yupiter bilan uchrashuvdan so'ng Quyosh tizimidan chiqarib yuborilib, a yolg'onchi sayyora.[1] Qolgan sayyoralar kamayib boruvchi tezlikda harakatlanishni davom etadilar va qolgan sayyora disklarining aksariyati olib tashlanganligi sababli asta-sekin so'nggi orbitalariga yaqinlashadilar.[13]

Quyosh tizimining ta'siri

Asosiy maqola: Sakrash-Yupiter stsenariysi § Dastlabki Quyosh tizimining ta'siri

Gigant sayyoralarning migratsiyasi va ular orasidagi uchrashuvlar tashqi Quyosh tizimida juda ko'p ta'sirga ega. Gigant sayyoralar orasidagi tortishish uchrashuvlari ularning orbitalari ekssentrikligi va moyilligini qo'zg'atadi.[14] Neptun tomonidan ichkariga tarqalgan sayyora hayvonlari sayyoralarni kesib o'tish orbitalariga kirib, ular sayyoralarga yoki ularga ta'sir qilishi mumkin. sun'iy yo'ldoshlar[15] Ushbu sayyora hayvonlarining ta'siri qoldiradi kraterlar havzalari va ularning oylariga ta'sir qiladi tashqi sayyoralar,[16] va ularning ichki oylarining buzilishiga olib kelishi mumkin.[17] Ba'zi sayyoralar hayvonlarga tegishli sakrab olingan kabi Yupiter troyanlari Yupiterning yarim yirik o'qi tashlangan muz giganti bilan uchrashuvlar paytida sakrab tushganda. Muz giganti Yupiter bilan so'nggi uchrashuvidan so'ng muz devi undan o'tib ketsa, Yupiter troyanlarining bir guruhi boshqasiga nisbatan kamayishi mumkin. Keyinchalik, Yupiter va Saturn o'rtacha harakat rezonanslariga yaqinlashganda, boshqa Yupiter troyanlari asl nusxada tasvirlangan mexanizm orqali qo'lga olinishi mumkin. Yaxshi model.[18][19]Boshqa planetesimals sifatida qo'lga olinadi tartibsiz sun'iy yo'ldoshlar tashlangan muz giganti va boshqa sayyoralar o'rtasidagi to'qnashuv paytida uch jismning o'zaro ta'sirida ulkan sayyoralarning. Noto'g'ri sun'iy yo'ldoshlar keng ko'lamli moyilliklar bilan boshlanadi, shu jumladan progradatsiya, orqaga qaytishva perpendikulyar orbitalar.[20] Keyinchalik populyatsiya kamayadi, chunki perpendikulyar orbitalarda bo'lganlar yo'qoladi Kozai mexanizmi,[21] va boshqalar to'qnashuvlar natijasida buzilib ketishadi.[22] Sayyoralar orasidagi uchrashuvlar ham bo'lishi mumkin bezovtalanmoq muntazam sun'iy yo'ldoshlarning orbitalari va moyilligi uchun javobgar bo'lishi mumkin Iapetusorbitasi.[23] Saturnning aylanish o'qi a ni asta kesib o'tganida qiyshaygan bo'lishi mumkin spin-orbit rezonansi Neptun bilan.[24][25]

Ko'pgina sayyoralar hayvonlari, shuningdek, Neptunning ko'chishi paytida uning orbitasidan tashqaridagi turli orbitalarda joylashtirilgan. Neptun bir necha AU ni tashqi tomonga ko'chirganda, issiq klassik Kuiper kamari va tarqoq disk hosil bo'ladi, chunki Neptun tomonidan tashqariga tarqalgan ba'zi sayyora hayvonlari rezonansga tushib, ekssentriklik va moyillik almashinuvidan o'tadi. Kozai mexanizmi, va yuqoriroqqa chiqariladi perigelion, barqaror orbitalar.[9][26] Ushbu erta ko'chish paytida Neptunning 2: 1 rezonansida tutilgan sayyoralar muz giganti bilan to'qnashganda uning yarim yirik o'qi tashqariga sakrab chiqqach, bo'shashgan va past ekssentriklik ob'ektlari guruhini qoldirib bo'shatiladi. sovuq klassik 44 AU yaqinidagi yarim katta o'qlari bo'lgan Kuiper kamari.[27] Ushbu jarayon Neptun bilan yaqin to'qnashuvlarning oldini olishga imkon beradi ikkiliklaromon qolish uchun "ko'k" ikkiliklarni o'z ichiga oladi.[28] Haddan tashqari moyillik plutinolar ushbu uchrashuv paytida Neptunning 3: 2 rezonansidagi narsalarning xuddi shunday chiqarilishi tufayli oldini olish mumkin.[27] Uchrashuvdan keyin Neptunning kamtarona ekssentrikligi,[29] yoki tezkor oldingi uning orbitasi,[30] sovuq klassik Kuiper kamar ob'ektlarining ibtidoiy diskida omon qolish imkoniyatini beradi.[31] Agar ushbu uchrashuvdan keyin Neptunning migratsiyasi etarlicha sekin bo'lsa, ushbu ob'ektlarning ekssentriklik taqsimotini o'rtacha harakat rezonanslari bilan qisqartirish mumkin va uni Neptunning 7: 4 rezonansiga yaqin qadam qo'yishi mumkin.[32] Neptun asta-sekin hozirgi orbitasiga yaqinlashganda, ob'ektlar tarqalgan diskda toshbo'ron qilingan yuqori perihelion orbitalarida qoladi.[33][13] Neptun orbitasidan tashqarida periheliya bo'lgan, ammo Neptun bilan o'zaro ta'sirni oldini olish uchun etarlicha baland bo'lmagan boshqalar tarqaladigan narsalar bo'lib qoladilar,[26] va Neptunning ko'chishi oxirida rezonansda qoladiganlar har xil rezonansli populyatsiyalar Neptun orbitasidan tashqarida.[34] Juda katta yarim katta o'q orbitalariga tarqalgan ob'ektlar o'z perigelisini ulkan sayyoralar ta'siridan tashqari galaktika tomonidan ko'tarilishi mumkin. to'lqin yoki o'tishdan bezovtalik yulduzlar, ularni Oort buluti. Agar gipotetik bo'lsa To'qqiz sayyora beqarorlik davrida uning taxmin qilingan orbitasida bo'lgan, taxminan bir necha yuzdan bir necha ming AU gacha bo'lgan yarim katta o'qlar bilan ob'ektlarning taxminan sferik buluti ushlanib qoladi.[26]

Ichki Quyosh tizimida beqarorlikning ta'siri uning vaqti va davomiyligi bilan farq qiladi. Erta beqarorlik Mars mintaqasidan massaning katta qismini olib tashlash uchun javobgar bo'lishi mumkin edi, natijada Mars Yer va Veneradan kichikroq edi.[35] Erta beqarorlik, shuningdek, tükenmesine olib kelishi mumkin asteroid kamari,[36] va agar u bir necha yuz ming yilga cho'zilsa, uning ekssentrikligi va moyilligi hayajoni.[37] Asteroid to'qnashuvli oilalar turli rezonanslar bilan o'zaro ta'sirlar tufayli va muz giganti bilan asteroid kamarini kesib o'tayotganda uchrashishi tufayli tarqalishi mumkin.[38] Tashqi kamardan sayyoralar asteroid kamariga singari joylashtirilgan P- va D tipidagi asteroidlar qachon ular afelion rezonans paytida yoki muz giganti bilan uchrashganda Yupiter orbitasidan pastga tushiriladi, ba'zilari esa ichki asteroid kamari muz giganti bilan uchrashuvlar tufayli.[39] Kechki beqarorlik qisqa bo'lishi kerak edi, Yupiter va Saturn orbitalarini tez ajratib turishi kerak edi. ichki sayyoralar sababli dunyoviy rezonans supurish.[40] Bu ham kamtarona o'zgarishlarga olib keladi asteroidAgar asteroid kamari boshlang'ich past massaga ega bo'lsa,[11] yoki u tugagan va hayajonlangan bo'lsa Grand tak, ehtimol ularning ekssentrikliklari taqsimotini joriy taqsimotga yo'naltirish.[41] Kechikib ketgan beqarorlik, asteroidlarning taxminan yarmi ilgari tugagan asteroid kamarining yadrosidan chiqib ketishiga olib kelishi mumkin ( original go'zal model)[15] ichki sayyoralarni toshloq ob'ektlar tomonidan kichikroq, ammo kengaytirilgan bombardimoniga olib keladi ichki kengaytma Sayyoralar hozirgi holatiga etib borganda asteroid kamarining buzilishi[42]

Qanchadan-qancha modelni ishlab chiqish

To'rt sayyora modeli

Ning hozirgi nazariyalari sayyora shakllanishi uchun ruxsat bermang ko'payish Uran va Neptunning hozirgi holatida.[43] The protoplanetar disk juda tarqoq va vaqt o'lchovlari juda uzoq edi[44] gaz disklari tarqalishidan oldin ular sayyoraviy akkretsiya orqali hosil bo'lishi uchun va raqamli modellar shuni ko'rsatadiki, keyinchalik pluton o'lchamidagi sayyora hayvonlari hosil bo'lgandan keyin akkretsiya to'xtaydi.[45] Garchi so'nggi modellar, shu jumladan toshning ko'payishi ichki tomon tezroq o'sishiga imkon beradi migratsiya Sayyoralarning gaz disklari bilan o'zaro ta'siri tufayli ularni yaqin orbitalarda qoldiradi.[46]

Endi Quyosh tizimi dastlab ixchamroq bo'lganligi va tashqi sayyoralar hozirgi holatiga qarab ko'chib ketganligi keng tarqalgan.[47] Tashqi sayyoralarning sayyoraviy-gijgijlash asosida ko'chishi birinchi marta 1984 yilda Fernandes va Ip tomonidan tasvirlangan.[48] Ushbu jarayon tashqi diskdan kelib chiqadigan sayyoralar va planetarozlar orasidagi burchak momentumining almashinishidan kelib chiqadi.[49] Dastlabki dinamik modellar ushbu ko'chish silliq kechgan deb taxmin qilishgan. Tashqi sayyoralarning hozirgi holatini ko'paytirishdan tashqari,[50] ushbu modellar quyidagilar uchun tushuntirishlar berdi: Kuiper kamaridagi rezonansli ob'ektlar populyatsiyasi,[51] ning ekssentrikligi Plutonorbitasi,[52] Kuiper belbog'ining issiq klassik ob'ektlarining moyilligi va tarqoq diskning saqlanib qolishi,[53] va Kuiper kamarining past massasi va uning joylashishi tashqi chekka Neptun bilan 2: 1 rezonansi yaqinida.[54] Biroq, ushbu modellar tashqi sayyoralarning ekssentrikliklarini ko'paytira olmadi va migratsiya oxirida ularni juda kichik eksantriklar bilan qoldirdi.[14]

Nitssaning asl modelida Yupiter va Saturnning ekssentrikliklari o'zlarining 2: 1 hisobidan o'tib ketganda hayajonlanadi rezonans, beqarorlashtiruvchi tashqi Quyosh tizimi. Gravitatsion uchrashuvlar ketma-ketligi sodir bo'lib, Uran va Neptun sayyora diskida tashqi tomonga tarqalib ketadi. U erda ular sayyoralarning ko'chishini tezlashtiradigan ko'plab sayyoralarni hayvonlarni ichkariga sochadilar. Planetesimallarning tarqalishi va rezonanslarning asteroid kamaridan o'tishi ichki sayyoralarni bombardimon qiladi. Tashqi sayyoralarning pozitsiyalari va ekssentrikliklarini ko'paytirishdan tashqari,[8] original Nice modeli kelib chiqishi uchun taqdim etilgan: the Yupiter troyanlari,[19] va Neptun troyanlari;[55] The tartibsiz sun'iy yo'ldoshlar Saturn, Uran va Neptun;[21] ning turli xil populyatsiyalari trans-Neptuniya ob'ektlari;[56] kattaligi va to'g'ri boshlang'ich shartlari bilan vaqti Kechiktirilgan og'ir bombardimon.[15]

Biroq, supurish dunyoviy rezonanslar Yupiterning ko'chishi sekin va silliq bo'lsa, ichki Quyosh tizimi ob'ektlari orbitalarini bezovta qiladi. Ν5 dunyoviy rezonans orbitalarini kesib o'tadi sayyoralar ularning ekssentrikligini hayajonlantiradi.[57] Yupiter va Saturn o'zlarining 2: 1 rezonansiga asta-sekin yaqinlashganda Mars sayyoralar to'qnashuvi yoki Marsni Quyosh tizimidan chiqarib yuborishi mumkin bo'lgan qiymatlarga etadi. Qayta ko'rib chiqilgan versiyalar Rezonanslar zanjiridagi sayyoralardan boshlangan Qanchadan-qancha modelning 2: 1 rezonansiga nisbatan bunday sekin yondashuvdan saqlanish. Biroq, ning ekssentrikliklari Venera va Merkuriy odatda $ phi $ bo'lganda, ularning joriy qiymatlaridan tashqari hayajonlanadi5 dunyoviy rezonans ularning orbitalarini kesib o'tadi.[10] Asteroidlarning orbitalari ham sezilarli darajada o'zgargan: ν16 dunyoviy rezonans moyillikni qo'zg'atadi va ν6 dunyoviy rezonans ekssentrikliklarni qo'zg'atadi, ular asteroid kamaridan o'tib ketganda past moyilligi bo'lgan asteroidlarni olib tashlaydi. Natijada, omon qolgan asteroid kamarida hozirda kuzatilganidan yuqori moyillik moslamalarining katta qismi qolgan.[12]

Ichki sayyoralar orbitalari va asteroid kamarining orbital taqsimlanishi, agar Yupiter o'z ko'chishini tezlashtiradigan muz gigantlaridan biriga duch kelsa, ko'paytirilishi mumkin.[12] Venera va Merkuriyning ekssentrikitlarini qo'zg'atadigan va o'zgartiradigan sekin rezonans o'tishlari orbital taqsimot asteroidlarning Saturn davri Yupiter davriga nisbatan 2,1 dan 2,3 baravar ko'p bo'lganida sodir bo'ladi. Nazariyotchilar bunga yo'l qo'ymaslik kerak, chunki Yupiter va Saturnning xilma-xil migratsiyasi o'sha paytda sayyora-sayyoralarning tarqalishi hukmronlik qilgan. Xususan, muz gigantlaridan biri Saturn bilan tortishish kuchi to'qnashuvi natijasida Yupiterni kesib o'tgan orbitaga tarqaldi, so'ngra Yupiter bilan tortishish uchrashuvi tashqariga tarqaldi.[10] Natijada, Yupiter va Saturnning orbitalari tezlik bilan ajralib, dunyoviy rezonanslarning tarqalishini tezlashtirdi. Tasvirlangan jarayonlarga o'xshash ulkan sayyoralar orbitalarining bu evolyutsiyasi ekzoplaneta tadqiqotchilar, deb nomlanadi sakrash-Yupiter ssenariysi.[58]

Sayyora tashlandi

Sakrash-Yupiter stsenariysida muz giganti va Yupiter o'rtasidagi uchrashuvlar ko'pincha muz gigantining chiqishiga olib keladi. Ushbu muz gigantining saqlanib qolishi uchun uning ekssentrikligi pasayishi kerak dinamik ishqalanish sayyora diski bilan, perihelionini Saturn orbitasidan tashqariga ko'taradi. Odatda Nitstsa modelida ishlatiladigan sayyora-disk disk massalari ko'pincha bu uchun etarli emas, to'rtta ulkan sayyoradan boshlanadigan tizimlar beqarorlikning oxirida faqat uchtasi qoladi. Agar disk massasi kattaroq bo'lsa, muz gigantining chiqarib yuborilishining oldini olish mumkin, ammo Yupiter va Saturnning ajralishi ko'pincha juda katta bo'lib, kattaroq disk tozalanganligi sababli ularning ekssentrikliklari juda kichik bo'ladi. Ushbu muammolar David Nesvornini olib keldi Janubi-g'arbiy tadqiqot instituti Quyosh tizimining beshta ulkan sayyoradan, Saturn va Uran o'rtasida qo'shimcha Neptun-massa sayyorasi bilan boshlanishini taklif qilish.[1] Minglab simulyatsiyalarni turli xil boshlang'ich sharoitlardan foydalanib, u beshta ulkan sayyoradan boshlangan simulyatsiyalar tashqi sayyoralar orbitalarini ko'paytirishdan o'n baravar yuqori ekanligini aniqladi.[59] Devid Nesvorniy va Alessandro Morbidelli tomonidan olib borilgan keyingi tadqiqotlar shuni ko'rsatdiki, Yupiter va Saturn davrlari nisbatida kerakli sakrash sodir bo'lgan va tashqi sayyoralar orbitalari bitta beshta sayyora tizimi uchun simulyatsiyalarning 5 foizida takrorlangan va 1 foizdan kam bo'lgan. to'rt sayyora tizimlari uchun. Eng muvaffaqiyatli narsa, sayyoralar uchrashuvlari rezonans o'tishidan boshlanishidan oldin, sayyora diskini buzgan Neptunning sezilarli ko'chishi bilan boshlandi. Bu dunyoviy ishqalanishni pasaytiradi va Yupiterning rezonans o'tishlari va sayyoralar uchrashuvlari bilan hayajonlanganidan keyin uning ekssentrikligini saqlab qolishga imkon beradi.[60]

Konstantin Batygin, Maykl E. Braunva Xayden Betts, aksincha, to'rt va beshta sayyora tizimlarining tashqi sayyoralar orbitalarini, shu jumladan Yupiter va Saturnning ekssentrikliklari tebranishlarini, shuningdek issiq va sovuqni takrorlash ehtimoli o'xshashligini aniqladilar (4% ga nisbatan 3%). Kuiper kamarining populyatsiyalari.[61][62] Ularning tekshiruvlarida Neptun orbitasida yuqori ekssentriklik fazasi bo'lishi kerak edi, bu davrda issiq populyatsiya joylashtirildi.[63] Bu davrda Uran bilan o'zaro bog'liqlik tufayli Neptun orbitasining tez pasayishi ham sovuq klassik narsalarning ibtidoiy kamarini saqlab qolish uchun zarur edi.[61] Besh sayyora tizimi uchun ular sovuq klassik kamarning past ekssentrikliklari eng yaxshi saqlanib qolganligini, agar 10000 yilda beshinchi gigant sayyorani chiqarib yuborishganini aniqladilar.[62] Ularning tadqiqotlari faqat tashqi Quyosh tizimini o'rganib chiqqanligi sababli, Yupiter va Saturn orbitalari hozirgi ichki Quyosh tizimini ko'paytirish uchun zarur bo'lgan tezlik bilan bir-biridan ajralib turishini talab qilmagan.[60]

Oldingi bir qator ishlarda Quyosh tizimlari qo'shimcha ulkan sayyoralar bilan modellashtirilgan. Tommes, Brayden, Vu va Rasioning tadqiqotlari rezonansli zanjirlardan boshlanadigan to'rt va beshta sayyoralarni simulyatsiyasini o'z ichiga olgan. Yupiter va Saturn bilan 2: 1 rezonansidan boshlangan to'rt yoki beshta sayyoralarning bo'shashgan rezonansli zanjirlari ko'pincha kichik massa sayyora-disk disklari uchun muz gigantini yo'qotishiga olib keldi. Disk kattaroq bo'lgan to'rtta sayyora tizimida sayyorani yo'qotilishining oldini olindi, ammo sayyoralarning tarqalishi sodir bo'lmadi. 3: 2 rezonansida Yupiter va Saturn bilan yanada ixcham tizim ba'zan Yupiter va Saturn o'rtasida to'qnashuvlarga olib keldi.[64] Morbidelli, Tsiganis, Krida, Levison va Gomesh tomonidan olib borilgan tadqiqotlar Quyosh sistemasini ixcham rezonansli zanjirda to'rtta sayyora tizimidan boshlanib ko'paytirishda yanada muvaffaqiyatli bo'ldi. Shuningdek, ular beshta sayyora rezonansli zanjirida sayyoralarni qo'lga kiritishni modellashtirishdi va sayyoralarning katta eksantrikliklarga ega ekanligini va tizim 30 Myr ichida beqaror bo'lib qolganligini ta'kidladilar.[65] Ford va Chiang paketlangan oligarxiyadagi sayyoralarni tizimlarini modellashtirishdi, bu ularning yanada dinamik dinamik ravishda salqin diskda hosil bo'lish natijasi. Dastlabki diskning zichligi pasayganligi sababli ular qo'shimcha sayyoralar chiqarilishini aniqladilar.[66] Levison va Morbidellining simulyatsiyalari, aksincha, bunday tizimlardagi sayyoralarni chiqarib yuborish o'rniga tarqalishini ko'rsatdi.[67]

Dastlabki shartlar

Ulkan sayyoralar rezonanslar zanjiridan boshlanadi. Protoplanetar diskda paydo bo'lish jarayonida ulkan sayyoralar va gaz disklari o'rtasidagi o'zaro ta'sirlar ularni Quyoshga qarab ko'chib o'tishiga olib keldi. Yupiterning ichki migratsiyasi to'xtaguncha yoki teskari holatga kelgunga qadar davom etdi Grand tak model, u tezroq harakatlanadigan Saturnni o'rtacha harakat rezonansida ushlab turganda.[68] Rezonans zanjiri uzaytirildi, chunki uchta muz giganti ichkariga ko'chib o'tdi va keyingi rezonanslarda ushlandi.[60] Sayyoralar uchrashishidan oldin Neptunning uzoq vaqt davomida sayyora diskiga tashqi ko'chishi, ehtimol bu sayyoralar 3: 2, 3: 2, 2: 1, 3: 2 rezonans zanjirida ushlangan bo'lsa, 65% simulyatsiyalarda sodir bo'ladi. ichki chekka 2 atrofida bo'lganida AU. Ushbu rezonans zanjiri Neptun migratsiyasini ko'paytirish ehtimoli yuqori bo'lsa, boshqa rezonans zanjirlari ham beqarorlik erta sodir bo'lgan taqdirda mumkin.[6]

Kechikib ketgan beqarorlik uzoq vaqt davomida sekin chang ta'sirida ko'chib yurgan bo'lishi mumkin. Da tasvirlanganidek, rezonans zanjiridan kech qochishning kombinatsiyasi Chiroyli 2 modeli, va Neptunning uzoq muddatli migratsiyasi ehtimoldan yiroq. Agar sayyora diskining ichki qirrasi yaqin bo'lsa, rezonansdan erta qochish paydo bo'ladi, agar u uzoq bo'lsa, odatda Neptunning sezilarli migratsiyasi sodir bo'lishidan oldin paydo bo'ladi. Agar rezonansdan erta qochish uzoq vaqt davomida sekin chang bilan harakatlanadigan migratsiya bilan davom etsa, bu bo'shliq bartaraf etilishi mumkin. 3: 2, 3: 2, 2: 1, 3: 2 dan boshqa rezonans zanjirlari bu holda ehtimoldan yiroq emas. Beqarorliklar zichroq rezonans zanjirlari uchun sekin ko'chish paytida yuzaga keladi va uzoqroq rezonans zanjirlari uchun uzoqroq disk haqiqiy emas. Kukun hosil bo'lish darajasi pasayganligi sababli chang bilan harakatlanadigan migratsiya darajasi vaqt o'tishi bilan sekinlashadi. Natijada, beqarorlik vaqti changning paydo bo'lish tezligini belgilaydigan omillarga, masalan, o'lchamlarning tarqalishi va sayyoralarning kichikligi kuchiga sezgir.[6]

Beqarorlik vaqti

Nitstsa modelidagi beqarorlik vaqti dastlab Quyosh tizimi shakllanganidan bir necha yuz million yil oldin sodir bo'lgan deb o'ylagan ta'sir tezligining pog'onasi Kechki og'ir bombardimonga to'g'ri kelgan deb taklif qilingan. Biroq, so'nggi paytlarda Nitstsa modelidagi beqarorlikning vaqti, bu Kechiktirilgan og'ir bombardimonning sababi bo'lganmi yoki yo'qmi, alternativa bilan bog'liq bo'lgan kraterlar va zarba havzalarini yaxshiroq tushuntirib berishga oid bir qator masalalar ko'tarildi. Qanchadan-qancha modeldagi beqarorlikning ulkan sayyoralar orbitalari va tashqi sayyora diskida paydo bo'lgan turli xil tanadagi populyatsiyalar ta'siriga ta'sirining aksariyati uning vaqtidan mustaqildir.

Kechiktirilgan beqarorlikka ega bo'lgan besh sayyorali Nitsa modeli er sayyoralari orbitalarini ko'paytirish ehtimoli past. Yupiter va Saturn davrlari nisbati simulyatsiyalarning kichik bir qismida dunyoviy rezonans o'tishidan saqlanish uchun zarur bo'lgan 2,1 dan 2,3 dan kattagacha sakrashni amalga oshiradi (7% -8,7%).[60][2] va Yupiter muz gigantiga duch kelganda erdagi sayyoralarning ekssentrikliklari ham hayajonlanishi mumkin.[57] Natan Kaib va ​​Jon Chambers tomonidan olib borilgan tadqiqotda, natijada er sayyoralari orbitalari simulyatsiyaning bir necha foizida ko'paytirildi, faqatgina 1% er usti va ulkan sayyoralar orbitalarini ko'paytirdi. Bu Kaib va ​​Chambersni beqarorlik er yuzidagi sayyoralar paydo bo'lishidan oldin, erta sodir bo'lgan deb taxmin qilishga undadi.[2] Biroq, asteroid kamarini ko'paytirish uchun Yupiter va Saturnning orbital davrlari nisbati bo'yicha sakrash hali ham beqarorlikning ustunligini kamaytirishi kerak.[69][70] Ramon Brasser, Kevin Uolsh va Devid Nesvornilar tomonidan o'tkazilgan avvalgi tadqiqotlar tanlangan besh sayyora modeli yordamida ichki Quyosh tizimini ko'paytirishning o'rtacha imkoniyatini (20% dan katta) topdi.[40] Iapetusga ta'sir qiladigan havzalarning shakllari, shuningdek, kech bombardimon bilan mos keladi.[71][16]

400 million yillik to'qnashuv silliqlashidan so'ng beqarorlik modellariga mos kelish uchun etarli massa sayyora-disk diskida qolmasligi mumkin. Agar dastlab sayyora diskini o'lchamlari taqsimoti hozirgi taqsimotiga o'xshasa va minglab Pluton massasi ob'ektlarini o'z ichiga olgan bo'lsa, katta miqdordagi yo'qotish yuz beradi. Bu diskda 10 dan kam massani qoldiradi, beqarorlikning amaldagi modellarida kamida 15 ta Yer massasi kerak. Hajmi taqsimoti ham kuzatilganidan sayozroq bo'ladi. Ushbu muammolar simulyatsiya yanada katta disk yoki kattaroq o'lchamdagi taqsimot bilan boshlangan taqdirda ham saqlanib qoladi. Aksincha, massaning ancha pastligi va o'lchamlarning tarqalishida ozgina o'zgarish erta beqarorlik paytida yuz beradi.[3] Agar sayyora disklari Pluton massasi ob'ektlarisiz boshlangan bo'lsa, to'qnashuv silliqlashi kichik ob'ektdan paydo bo'lgandan keyin boshlanishi kerak edi, bu vaqt sayyora disklari ob'ektlarining boshlang'ich kattaligi va massasiga bog'liq.[72]

Kabi ikkilik ob'ektlar Patrokl- Agar beqarorlik kech bo'lsa, to'qnashuvlar tufayli Menoetius ajralib chiqadi. Patroklus va Menoetius - bu ~ 100 km uzunlikdagi, 680 km masofani ajratib turadigan va nisbiy tezlikni ~ 11 m / s bo'lgan ob'ektlar. Ushbu ikkilik katta sayyora-disk diskida qolsa-da, to'qnashuv tufayli ajratish oson. Taxminan ~ 90% o'xshash ikkilik simulyatsiyalarda yuz million yilga ajratiladi va 400 million yildan keyin uning tirik qolish ehtimoli 7 × 10 ga tushadi−5. Yupiter troyanlari orasida Patroklus-Menoetiusning mavjudligi ulkan sayyoradagi beqarorlik Quyosh tizimi shakllanganidan keyin 100 million yil ichida sodir bo'lishini talab qiladi.[4]

Tashqi sayyora diskidagi pluton massasi ob'ektlari orasidagi o'zaro ta'sir erta beqarorlikka olib kelishi mumkin. Eng katta sayyora hayvonlari o'rtasidagi tortishish kuchlari diskni dinamik ravishda isitadi, ularning orbitalari ekssentrikligini oshiradi. Kattalashgan ekssentrikliklar, shuningdek, ularning perigelion masofalarini pasaytiradi, bu ularning ba'zilari tashqi ulkan sayyora bo'ylab o'tadigan orbitalarga kirishiga olib keladi. Sayyora hayvonlari va sayyora o'rtasidagi tortishish kuchlari rezonans zanjiridan chiqib ketishiga va tashqi migratsiyasini haydashga imkon beradi. Simulyatsiyalarda bu ko'pincha rezonans o'tishiga va 100 million yil ichida beqarorlikka olib keladi.[5][7]

Qanchadan-qancha model tomonidan ishlab chiqarilgan bombardimon Kechiktirilgan og'ir bombardimonga to'g'ri kelmasligi mumkin. Asteroidlarga o'xshash impaktor ta'sirining kattaligi kichik kraterlarga nisbatan juda katta zarba havzalariga olib keladi.[73] The ichkarida Asteroid kamariga, ehtimol, uning kichik asteroidlari bu cheklovga mos kelish uchun oz sonli katta asteroidlarning to'qnashuvi natijasida kelib chiqqanligi sababli, boshqa o'lchamdagi taqsimot kerak bo'ladi.[74] Qanchadan-qancha model ham asteroidlar tomonidan bombardimon qilinishini bashorat qilmoqda kometalar,[15] ko'p dalillar (hammasi bo'lmasa ham)[75] asteroidlar hukmronlik qiladigan bombardimon tomon yo'naltiriladi.[76][77][78] Bu beshta sayyoradagi Nitstsa modelidagi kometalar bombardimonining kamayishi va ichki Quyosh tizimiga kirgandan keyin katta miqdordagi yo'qotish yoki kometalarning parchalanishini aks ettirishi mumkin,[79] potentsial ravishda kometalar bombardimonining dalillarini yo'qotishga imkon beradi.[80] Biroq, asteroid bombardimonining so'nggi ikki taxminiga ko'ra, Kechiktirilgan og'ir bombardimonni tushuntirish ham etarli emas.[81][82] Kechiktirilgan og'ir bombardimon bilan aniqlangan oy kraterlari va zarba havzalarini, diametri 150 km dan katta bo'lgan kraterlarning taxminan 1/6 qismini va Marsdagi kraterlarni qayta tiklash, agar boshqa kraterni masshtablash qonuni qo'llanilsa. Qolgan oy kraterlari, keyinchalik boshqa o'lchamdagi taqsimotga ega bo'lgan, ehtimol sayyoralarning shakllanishidan qolgan planetar-hayvonlarning boshqa populyatsiyasining natijasi bo'ladi.[83] Ushbu kraterni kattalashtirish to'g'risidagi qonun yaqinda shakllangan yirik kraterlarni ko'paytirishda ham muvaffaqiyat qozonmoqda.[84]

Kechiktirilgan og'ir bombardimon bilan aniqlangan kraterlar va zarba havzalarining yana bir sababi bo'lishi mumkin. Yaqinda taqdim etilgan ba'zi alternativalar orasida hosil bo'lgan zararli moddalar mavjud Borealis havzasi Marsda,[85] va Merkuriy atrofida aylanib yurganida yo'qolgan sayyoralar orasidagi halokatli to'qnashuvlar.[86] Ushbu tushuntirishlarning o'ziga xos muammolari bor, masalan, Borealis havzasining shakllanish vaqti,[87] ob'ektlar orbitada qolishi kerakmi yoki yo'qmi ichida Merkuriyniki.[88] Yerdagi sayyoralarning paydo bo'lishidan qolgan sayyora hayvonlari tomonidan bir xildagi kamayib boruvchi bombardimon ham taklif qilingan. Ushbu gipoteza oyni talab qiladi mantiya nisbatan kechroq kristallangan bo'lib, bu juda yuqori konsentratsiyalarni tushuntirib berishi mumkin siderofil elementlari Yer va Oyda.[89] Biroq, avvalgi ishda ushbu populyatsiyaning eng dinamik ravishda barqaror qismi to'qnashuv evolyutsiyasi tufayli yo'q bo'lib ketishi aniqlandi, natijada bir nechta yoki hatto so'nggi ikkita ta'sir havzasining shakllanishi ehtimoldan yiroq emas.[90]

Tavsiya etilgan ismlar

Nesvornining so'zlariga ko'ra, hamkasblar gipotetik beshinchi ulkan sayyora uchun bir nechta nomlarni taklif qilishgan -Hades, yer osti yunon xudosidan keyin; Liber, Rim xudosi sharobidan va qarindoshidan keyin Dionis va Baxus; va Mefit, zaharli gazlarning Rim ma'budasidan keyin. Yana bir taklif - doktor Sussning "Thing 1" Shlyapadagi mushuk bolalar kitobi. Biroq, Nesvornining o'zi bunday takliflarni yoqtirmaydi.[91] Ba'zi bir boshqa taklif qilingan belgilar qo'shimcha muz giganti uchun Utorcin nomini o'z ichiga oladi.

To'qqiz sayyora haqida eslatmalar

2016 yil yanvar oyida Batygin va Braun uzoqdan taklif qilishdi to'qqizinchi sayyora bir nechta trans-Neptuniya ob'ektlarining perigelining 250 AU dan katta yarim o'qlar bilan tekislashi uchun javobgardir.[92] Besh sayyorali Qanchadan-qancha modeldagi beshinchi ulkan sayyorani chiqarib yuborish mexanizmi, tortishish beqarorligi, shu jumladan Yupiter bilan uchrashuv bilan to'qqiz sayyoraning kelib chiqishini eslatsa ham, u bir xil sayyora bo'lishi ehtimoldan yiroq emas. To'qqiz sayyorani Quyosh tizimi paydo bo'lganidan uch-o'n million yil o'tgach, Quyosh hali ham o'z orbitasida egallashning taxminiy vaqti. tug'ilish klasteri, kechki og'ir bombardimon uchun javobgar bo'lgan ulkan sayyoradagi beqarorlikka mos kelmaydi.[93] To'qqiz sayyorani ushlashda yordam beradigan darajada yaqin bo'lgan yulduz ham ushlashga olib keladi Oort buluti kometalar orbitalarida taxmin qilinganidan ancha yaqin orbitadagi narsalar.[94] Shu bilan birga, Batygin va Braun protoplanetar disk bilan o'zaro aloqalar tufayli chiqarilgan gigantni saqlab qolish imkoniyati mavjudligini ta'kidladilar.[92][95] Shuningdek, 2017 yil noyabr oyida Braun Twitter-da beshta sayyora modeli va to'qqizinchi sayyora o'rtasidagi o'zaro bog'liqlik haqidagi so'roviga javoban "men [to'qqizinchi sayyora - Nice sayyorasi # 5 bo'lishining yaxshi imkoniyati ekanligini aytmoqchiman" dedi.[96]

Adabiyotlar

  1. ^ a b v Nesvorny, Devid (2011). "Yosh Quyosh tizimining beshinchi ulkan sayyorasi?". Astrofizik jurnal xatlari. 742 (2): L22. arXiv:1109.2949. Bibcode:2011ApJ ... 742L..22N. doi:10.1088 / 2041-8205 / 742/2 / L22.
  2. ^ a b v Kaib, Natan A.; Chambers, Jon E. (2016). "Gigant sayyoradagi beqarorlik davrida erdagi sayyoralarning mo'rtligi". Qirollik Astronomiya Jamiyatining oylik xabarnomalari. 455 (4): 3561–3569. arXiv:1510.08448. Bibcode:2016MNRAS.455.3561K. doi:10.1093 / mnras / stv2554.
  3. ^ a b Nesvorniy, Devid; Parker, Joel; Vokrouhlikkiy, Devid (2018). "Yiqilgan ikkilikdan 67P kometasining ikki lobli shakli". Astronomiya jurnali. 155 (6): 246. arXiv:1804.08735. Bibcode:2018AJ .... 155..246N. doi:10.3847 / 1538-3881 / aac01f.
  4. ^ a b Nesvorniy, Devid; Vokrouxliki, Devid; Bottke, Uilyam F.; Levison, Garold F. (2018). "Quyosh tizimi sayyoralarining Patroklus-Menoetius ikkilik Yupiter troyanidan juda erta ko'chib o'tishiga dalillar". Tabiat astronomiyasi. 2 (11): 878–882. arXiv:1809.04007. Bibcode:2018NatAs ... 2..878N. doi:10.1038 / s41550-018-0564-3.
  5. ^ a b v Kvars, Billi; Kaib, Natan (2019). "O'zini tortadigan disk tufayli dastlabki quyosh tizimidagi beqarorliklar". Astronomiya jurnali. 157 (2): 67. arXiv:1812.08710. Bibcode:2019AJ .... 157 ... 67Q. doi:10.3847 / 1538-3881 / aafa71. PMC 6750231. PMID 31534266.
  6. ^ a b v d e f g Deienno, Rogerio; Morbidelli, Alessandro; Gomesh, Rodni S.; Nesvorniy, Devid (2017). "Gigant sayyoralarning boshlang'ich konfiguratsiyasini ularning evolyutsiyasidan cheklash: sayyoralarning beqarorligi vaqtiga ta'siri". Astronomiya jurnali. 153 (4): 153. arXiv:1702.02094. Bibcode:2017AJ .... 153..153D. doi:10.3847 / 1538-3881 / aa5eaa.
  7. ^ a b Reys-Ruis, M.; Aceves, H .; Chaves, C. E. (2015). "O'z-o'zini tortadigan Planetesimal disk bilan multiresonant konfiguratsiyalarda tashqi sayyoralarning barqarorligi". Astrofizika jurnali. 804 (2): 91. arXiv:1406.2341. Bibcode:2015ApJ ... 804 ... 91R. doi:10.1088 / 0004-637X / 804/2/91.
  8. ^ a b Tsiganis, Kleomenis; Gomesh, Rodni S.; Morbidelli, Alessandro; Levison, Garold F. (2005). "Quyosh tizimining ulkan sayyoralari orbital arxitekturasining kelib chiqishi". Tabiat. 435 (7041): 459–461. Bibcode:2005 yil natur.435..459T. doi:10.1038 / tabiat03539. PMID 15917800.
  9. ^ a b Nesvorny, David (2015). "Kiper belbog'i ob'ektlarining moyil tarqalishidan Neptunning sekin migratsiyasi to'g'risida dalillar". Astronomiya jurnali. 150 (3): 73. arXiv:1504.06021. Bibcode:2015AJ .... 150 ... 73N. doi:10.1088/0004-6256/150/3/73.
  10. ^ a b v Brasser, Ramon; Morbidelli, Alessandro; Gomesh, Rodni S.; Tsiganis, Kleomenis; Levison, Garold F. (2009). "Quyosh sistemasining dunyoviy arxitekturasini qurish II: er sayyoralari". Astronomiya va astrofizika. 504 (2): 1053–1065. arXiv:0909.1891. Bibcode:2009A va A ... 507.1053B. doi:10.1051/0004-6361/200912878.
  11. ^ a b Roig, Fernando; Nesvorny, David (2015). "Jumping-Yupiter migratsiya modelidagi asteroidlar evolyutsiyasi". Astronomiya jurnali. 150 (6): 186. arXiv:1509.06105. Bibcode:2015AJ .... 150..186R. doi:10.1088/0004-6256/150/6/186.
  12. ^ a b v Morbidelli, Alessandro; Brasser, Ramon; Gomesh, Rodni S.; Levison, Garold F.; Tsiganis, Kleomenis (2010). "Yupiter orbitasining shiddatli o'tgan evolyutsiyasi uchun Asteroid kamaridan dalillar". Astronomiya jurnali. 140 (5): 1391–1401. arXiv:1009.1521. Bibcode:2010AJ .... 140.1391M. doi:10.1088/0004-6256/140/5/1391.
  13. ^ a b Nesvorniy, Devid; Vokrouxlikkiy, Devid; Roig, Fernando (2016). "Trans-Neptuniya ob'ektlarining orbital taqsimoti 50 au dan ortiq". Astrofizika jurnali. 827 (2): L35. arXiv:1607.08279. Bibcode:2016ApJ ... 827L..35N. doi:10.3847 / 2041-8205 / 827/2 / L35.
  14. ^ a b Morbidelli, Alessandro; Brasser, Ramon; Tsiganis, Kleomenis; Gomesh, Rodni S.; Levison, Garold F. (2009). "Quyosh tizimining dunyoviy arxitekturasini qurish. I. Ulkan sayyoralar". Astronomiya va astrofizika. 507 (2): 1041–1052. arXiv:0909.1886. Bibcode:2009A va A ... 507.1041M. doi:10.1051/0004-6361/200912876.
  15. ^ a b v d Gomesh, Rodni S.; Levison, Garold F.; Tsiganis, Kleomenis; Morbidelli, Alessandro (2005). "Yerdagi sayyoralarning kataklizmik kech og'ir og'ir bombardimon davrining kelib chiqishi". Tabiat. 435 (7041): 466–469. Bibcode:2005 yil natur.435..466G. doi:10.1038 / nature03676. PMID 15917802.
  16. ^ a b Rivera-Valentin, E. G.; Barr, A. C .; Lopez Garsiya, E. J .; Kirchoff, M. R .; Schenk, P. M. (2014). "Kratering yozuvidan Planetesimal disk massasi cheklovlari va Iapetusdagi ekvatorial tizma". Astrofizika jurnali. 792 (2): 127. arXiv:1406.6919. Bibcode:2014ApJ ... 792..127R. doi:10.1088 / 0004-637X / 792/2/127.
  17. ^ Movshovits, N .; Nimmo, F.; Koryanskiy, D. G.; Asfag, E .; Ouen, J. M. (2015). "Tashqi Quyosh tizimi paytida kechiktirilgan og'ir bombardimon paytida o'rta oylarning buzilishi va reaktsiyasi". Geofizik tadqiqotlar xatlari. 42 (2): 256–263. Bibcode:2015GeoRL..42..256M. doi:10.1002 / 2014GL062133.
  18. ^ Nesvorniy, Devid; Vokrouxliki, Devid; Morbidelli, Alessandro (2013). "Yupiterga sakrash orqali troyanlarni qo'lga olish". Astrofizika jurnali. 768 (1): 45. arXiv:1303.2900. Bibcode:2013ApJ ... 768 ... 45N. doi:10.1088 / 0004-637X / 768 / 1/45.
  19. ^ a b Morbidelli, Alessandro; Levison, Garold F.; Tsiganis, Kleomenis; Gomes, Rodni S. (2005). "Dastlabki Quyosh tizimida Yupiterning troyan asteroidlarini xaotik ushlash". Tabiat. 435 (7041): 462–465. Bibcode:2005 yil natur.435..462M. doi:10.1038 / nature03540. PMID 15917801.
  20. ^ Nesvorniy, Devid; Vokrouxliki, Devid; Deienno, Rogerio (2014). "Yupiterda tartibsiz sun'iy yo'ldoshlarni qo'lga olish". Astrofizika jurnali. 784 (1): 22. arXiv:1401.0253. Bibcode:2014ApJ ... 784 ... 22N. doi:10.1088 / 0004-637X / 784 / 1/2.
  21. ^ a b Nesvorniy, Devid; Vokrouxliki, Devid; Morbidelli, Alessandro (2007). "Sayyoraviy uchrashuvlar paytida tartibsiz sun'iy yo'ldoshlarni ushlash". Astronomiya jurnali. 133 (5): 1962–1976. Bibcode:2007AJ .... 133.1962N. doi:10.1086/512850.
  22. ^ Bottke, Uilyam F.; Nesvorniy, Devid; Vokrouxliki, Devid; Morbidelli, Alessandro (2010). "Noqonuniy yo'ldoshlar: Quyosh tizimidagi eng to'qnashuvli rivojlangan populyatsiya". Astronomiya jurnali. 139 (3): 994–1014. Bibcode:2010AJ .... 139..994B. CiteSeerX 10.1.1.693.4810. doi:10.1088/0004-6256/139/3/994.
  23. ^ Nesvorniy, Devid; Vokrouxliki, Devid; Deienno, Rogerio; Uolsh, Kevin J. (2014). "Sayyoraviy uchrashuvlar paytida Iapetusning orbital moyilligini qo'zg'atish". Astronomiya jurnali. 148 (3): 52. arXiv:1406.3600. Bibcode:2014 yil AJ .... 148 ... 52N. doi:10.1088/0004-6256/148/3/52.
  24. ^ Vokrouxliki, Devid; Nesvorny, David (2015). "Planet migratsiyasi paytida Yupiterni (biroz) va Saturnni (juda ko'p) egish". Astrofizika jurnali. 806 (1): 143. arXiv:1505.02938. Bibcode:2015ApJ ... 806..143V. doi:10.1088 / 0004-637X / 806 / 1/143.
  25. ^ Brasser, R .; Li, Man Xoy (2015). "Yupiterni qiyshaytirib Saturnni qiyshiq qilish: ulkan sayyora migratsiyasidagi cheklovlar". Astronomiya jurnali. 150 (5): 157. arXiv:1509.06834. Bibcode:2015AJ .... 150..157B. doi:10.1088/0004-6256/150/5/157.
  26. ^ a b v Nesvorniy, D.; Vokrouxlikkiy, D .; Dones, L .; Levison, X. F.; Kaib, N .; Morbidelli, A. (2017). "Qisqa muddatli kometalarning kelib chiqishi va rivojlanishi". Astrofizika jurnali. 845 (1): 27. arXiv:1706.07447. Bibcode:2017ApJ ... 845 ... 27N. doi:10.3847 / 1538-4357 / aa7cf6.
  27. ^ a b Nesvorny, David (2015). "Neptunning sakrashi Kuiper kamarining yadrosini tushuntirishi mumkin". Astronomiya jurnali. 150 (3): 68. arXiv:1506.06019. Bibcode:2015AJ .... 150 ... 68N. doi:10.1088/0004-6256/150/3/68.
  28. ^ Freyzer, Uesli, S; va boshq. (2017). "Kuiper kamari yaqinida tug'ilgan barcha sayyoralar hayvonlari ikkilik shaklda shakllangan". Tabiat astronomiyasi. 1 (4): 0088. arXiv:1705.00683. Bibcode:2017NatAs ... 1E..88F. doi:10.1038 / s41550-017-0088.
  29. ^ Volf, Shuyler; Douson, Rebeka I.; Myurrey-Kley, Rut A. (2012). "Neptun oyoq uchlarida: Sovuq klassik Kuiper kamarini saqlaydigan dinamik tarixlar". Astrofizika jurnali. 746 (2): 171. arXiv:1112.1954. Bibcode:2012ApJ ... 746..171W. doi:10.1088 / 0004-637X / 746/2/171.
  30. ^ Douson, Rebeka I.; Myurrey-Kley, Rut (2012). "Neptunning yovvoyi kunlari: Klassik Kuiper kamarining ekssentriklik tarqalishidagi cheklovlar". Astrofizika jurnali. 750 (1): 43. arXiv:1202.6060. Bibcode:2012ApJ ... 750 ... 43D. doi:10.1088 / 0004-637X / 750/1/43.
  31. ^ Batygin, Konstantin; Braun, Maykl E .; Freyzer, Uesli (2011). "Primerial Sovuq Klassik Kuiper kamarini Quyosh tizimi shakllanishining beqarorligi bilan boshqariladigan modelida saqlash". Astrofizika jurnali. 738 (1): 13. arXiv:1106.0937. Bibcode:2011ApJ ... 738 ... 13B. doi:10.1088 / 0004-637X / 738 / 1/13.
  32. ^ Morbidelli, A .; Gaspar, H. S .; Nesvorny, D. (2014). "Origin of the peculiar eccentricity distribution of the inner cold Kuiper belt". Ikar. 232: 81–87. arXiv:1312.7536. Bibcode:2014Icar..232...81M. doi:10.1016/j.icarus.2013.12.023.
  33. ^ Kaib, Natan A.; Sheppard, Scott S (2016). "Tracking Neptune's Migration History through High-Perihelion Resonant Trans-Neptunian Objects". Astronomiya jurnali. 152 (5): 133. arXiv:1607.01777. Bibcode:2016AJ....152..133K. doi:10.3847/0004-6256/152/5/133.
  34. ^ Nesvorniy, Devid; Vokrouhlický, David (2016). "Neptune's Orbital Migration Was Grainy, Not Smooth". Astrofizika jurnali. 825 (2): 94. arXiv:1602.06988. Bibcode:2016ApJ...825...94N. doi:10.3847/0004-637X/825/2/94.
  35. ^ Klement, Metyu S.; Kaib, Natan A.; Raymond, Shon N.; Walsh, Kevin J. (2018). "Mars' Growth Stunted by an Early Giant Planet Instability". Ikar. 311: 340–356. arXiv:1804.04233. Bibcode:2018Icar..311..340C. doi:10.1016/j.icarus.2018.04.008.
  36. ^ Klement, Metyu S.; Raymond, Shon N.; Kaib, Nathan A. (2019). "Excitation and Depletion of the Asteroid Belt in the Early Instability Scenario". Astronomiya jurnali. 157 (1): 38. arXiv:1811.07916. Bibcode:2019AJ....157...38C. doi:10.3847/1538-3881/aaf21e.
  37. ^ Deienno, Rogerio; Izidoro, Andre; Morbidelli, Alessandro; Gomesh, Rodni S.; Nesvorniy, Devid; Raymond, Sean N. (2018). "The excitation of a primordial cold asteroid belt as an outcome of the planetary instability". Astrofizika jurnali. 864 (1): 50. arXiv:1808.00609. Bibcode:2018ApJ...864...50D. doi:10.3847/1538-4357/aad55d.
  38. ^ Brasil, P. I. O.; Roig, F.; Nesvorny, D .; Karruba, V .; Aljbaae, S .; Huaman, M. E. (2016). "Dynamical dispersal of primordial asteroid families". Ikar. 266: 142–151. Bibcode:2016Icar..266..142B. doi:10.1016/j.icarus.2015.11.015.
  39. ^ Vokrouxliki, Devid; Bottke, Uilyam F.; Nesvorny, David (2016). "Asosiy Asteroid kamarida Trans-Neptuniya sayyoralarini qo'lga kiritish". Astronomiya jurnali. 152 (2): 39. Bibcode:2016AJ .... 152 ... 39V. doi:10.3847/0004-6256/152/2/39.
  40. ^ a b Brasser, R .; Uolsh, K. J .; Nesvorny, D. (2013). "Constraining the primordial orbits of the terrestrial planets". Qirollik Astronomiya Jamiyatining oylik xabarnomalari. 433 (4): 3417–3427. arXiv:1306.0975. Bibcode:2013MNRAS.433.3417B. doi:10.1093/mnras/stt986.
  41. ^ Deienno, Rogerio; Gomesh, Rodni S.; Walsh, Kevin J.; Morbidelli, Allesandro; Nesvorny, David (2016). "Is the Grand Tack model compatible with the orbital distribution of main belt asteroids?". Ikar. 272: 114–124. arXiv:1701.02775. Bibcode:2016Icar..272..114D. doi:10.1016/j.icarus.2016.02.043.
  42. ^ Bottke, Uilyam F.; Vokrouxliki, Devid; Minton, Devid; Nesvorniy, Devid; Morbidelli, Alessandro; Brasser, Ramon; Simonson, Bryus; Levison, Garold F. (2012). "An Archaean heavy bombardment from a destabilized extension of the asteroid belt". Tabiat. 485 (7396): 78–81. Bibcode:2012 yil natur.485 ... 78B. doi:10.1038 / nature10967. PMID 22535245.
  43. ^ Levison, Garold F.; Stewart, Glen R. (2001). "Remarks on Modeling the Formation of Uranus and Neptune". Ikar. 153 (1): 224–228. Bibcode:2001Icar..153..224L. doi:10.1006/icar.2001.6672.
  44. ^ Thommes, E. W.; Duncan, M. J.; Levison, Garold F. (2002). "The Formation of Uranus and Neptune among Jupiter and Saturn". Astronomiya jurnali. 123 (5): 2862–2883. arXiv:astro-ph / 0111290. Bibcode:2002AJ....123.2862T. doi:10.1086/339975.
  45. ^ Kenyon, Scott J.; Bromley, Benjamin C. (2008). "Variations on Debris Disks: Icy Planet Formation at 30–150 AU for 1–3 Msolar Main-Sequence Stars". Astrofizik jurnalining qo'shimcha to'plami. 179 (2): 451–483. arXiv:0807.1134. Bibcode:2008ApJS..179..451K. doi:10.1086/591794.
  46. ^ Bitsch, Bertram; Lanbrects, Michel; Johansen, Anders (2018). "The growth of planets by pebble accretion in evolving protoplanetary discs". Astronomiya va astrofizika. 582: A112. arXiv:1507.05209. Bibcode:2015A&A...582A.112B. doi:10.1051/0004-6361/201526463.
  47. ^ Levison, Garold F.; Morbidelli, Alessandro (2005). "Interaction of planetesimals with the giant planets and the shaping of the trans-Neptunian belt". Dynamics of Populations of Planetary Systems, Proceedings of IAU Colloquium #197. 2004: 303–316. Bibcode:2005dpps.conf..303L. doi:10.1017/S1743921304008798.
  48. ^ Fernandez, J. A.; Ip, W. H. (1984). "Some dynamical aspects of the accretion of Uranus and Neptune – The exchange of orbital angular momentum with planetesimals". Ikar. 58 (1): 109–120. Bibcode:1984Icar...58..109F. doi:10.1016/0019-1035(84)90101-5.
  49. ^ Levison, Garold F.; Morbidelli, Alessandro; Gomesh, Rodni S.; Backman, D. (2007). "Planet Migration in Planetesimal Disks". Protostarlar va sayyoralar V. B. Reipurth, D. Jewitt, and K. Keil (eds.), University of Arizona Press: 669–684. Bibcode:2007prpl.conf..669L.
  50. ^ Gomesh, Rodni S.; Morbidelli, Alessandro; Levison, Harold F. (2004). "Planetary migration in a planetesimal disk: why did Neptune stop at 30 AU?". Ikar. 170 (2): 492–507. Bibcode:2004Icar..170..492G. doi:10.1016/j.icarus.2004.03.011.
  51. ^ Hahn, Joseph M.; Malhotra, Renu (1999). "Orbital Evolution of Planets Embedded in a Planetesimal Disk". Astronomiya jurnali. 117 (6): 3041–3053. arXiv:astro-ph/9902370. Bibcode:1999AJ....117.3041H. doi:10.1086/300891.
  52. ^ Malhotra, Renu (1995). "The Origin of Pluto's Orbit: Implications for the Solar System Beyond Neptune". Astronomik jurnal. 110: 420. arXiv:astro-ph/9504036. Bibcode:1995AJ....110..420M. doi:10.1086/117532.
  53. ^ Gomes, Rodney S. (2003). "The origin of the Kuiper Belt high-inclination population". Ikar. 161 (2): 404–418. Bibcode:2003Icar..161..404G. doi:10.1016/S0019-1035(02)00056-8.
  54. ^ Levison, Garold F.; Morbidelli, Alessandro (2003). "The formation of the Kuiper belt by the outward transport of bodies during Neptune's migration". Tabiat. 426 (6965): 419–421. Bibcode:2003Natur.426..419L. doi:10.1038/nature02120. PMID 14647375.
  55. ^ Nesvorniy, Devid; Vokrouhlický, David (2009). "Chaotic Capture of Neptune Trojans". Astronomiya jurnali. 137 (6): 5003–5011. Bibcode:2009AJ....137.5003N. CiteSeerX 10.1.1.693.4387. doi:10.1088/0004-6256/137/6/5003.
  56. ^ Levison, Garold F.; Morbidelli, Alessandro; Van Laerhoven, Christa; Gomesh, Rodni S.; Tsiganis, Kleomenis (2008). "Uran va Neptun orbitalarida dinamik beqarorlik davrida Kuiper kamarining tuzilishining kelib chiqishi". Ikar. 196 (1): 258–273. arXiv:0712.0553. Bibcode:2008 yil avtoulov..196..258L. doi:10.1016 / j.icarus.2007.11.035.
  57. ^ a b Agnor, Kreyg B.; Lin, D. N. C. (2012). "On the Migration of Jupiter and Saturn: Constraints from Linear Models of Secular Resonant Coupling with the Terrestrial Planets". Astrofizika jurnali. 745 (2): 143. arXiv:1110.5042. Bibcode:2012ApJ...745..143A. doi:10.1088/0004-637X/745/2/143.
  58. ^ Fassett, Caleb I.; Minton, David A. (2013). "Impact bombardment of the terrestrial planets and the early history of the Solar System". Tabiatshunoslik. 6 (7): 520–524. Bibcode:2013NatGe...6..520F. doi:10.1038/ngeo1841.
  59. ^ Stuart, Colin (2011-11-21). "Was a giant planet ejected from our solar system?". Fizika olami. Olingan 16 yanvar 2014.
  60. ^ a b v d Nesvorniy, Devid; Morbidelli, Alessandro (2012). "To'rt, besh va oltita ulkan sayyoralar bilan erta quyosh tizimining beqarorligini statistik o'rganish". Astronomiya jurnali. 144 (4): 17. arXiv:1208.2957. Bibcode:2012AJ .... 144..117N. doi:10.1088/0004-6256/144/4/117.
  61. ^ a b Batygin, Konstantin; Brown, Michael E.; Fraser, Wesly C. (2011). "Primerial Sovuq Klassik Kuiper kamarini Quyosh tizimi shakllanishining beqarorligi bilan boshqariladigan modelida saqlash". Astrofizika jurnali. 738 (1): 13. arXiv:1106.0937. Bibcode:2011ApJ ... 738 ... 13B. doi:10.1088/0004-637X/738/1/13.
  62. ^ a b Batygin, Konstantin; Brown, Michael E.; Betts, Xeyden (2012). "Dastlabki beshta sayyora tashqi quyosh tizimining beqarorlikka asoslangan dinamik evolyutsiyasi modeli". Astrofizik jurnal xatlari. 744 (1): L3. arXiv:1111.3682. Bibcode:2012ApJ ... 744L ... 3B. doi:10.1088 / 2041-8205 / 744/1 / L3.
  63. ^ Batygin, Konstantin; Braun, Maykl E. (2010). "Early Dynamical Evolution of the Solar System: Pinning Down the Initial Conditions of the Nice Model". Astrofizika jurnali. 716 (2): 1323–1331. arXiv:1004.5414. Bibcode:2010ApJ...716.1323B. doi:10.1088/0004-637X/716/2/1323.
  64. ^ Thommes, Edward W.; Bryden, Geoffrey; Wu, Yanqin; Rasio, Frederic A (2007). "From Mean Motion Resonances to Scattered Planets: Producing the Solar System, Eccentric Exoplanets, and Late Heavy Bombardments". Astrofizika jurnali. 675 (2): 1538–1548. arXiv:0706.1235. Bibcode:2008ApJ...675.1538T. doi:10.1086/525244.
  65. ^ Morbidelli, Alessandro; Tsiganis, Kleomenis; Crida, Aurélien; Levison, Garold F.; Gomes, Rodney (2007). "Dynamics of the Giant Planets of the Solar System in the Gaseous Protoplanetary Disk and Their Relationship to the Current Orbital Architecture". Astronomiya jurnali. 134 (5): 1790–1798. arXiv:0706.1713. Bibcode:2007AJ....134.1790M. doi:10.1086/521705.
  66. ^ Ford, Erik B.; Chiang, Eugene I. (2007). "The Formation of Ice Giants in a Packed Oligarchy: Instability and Aftermath". Astrofizika jurnali. 661 (1): 602–615. arXiv:astro-ph/0701745. Bibcode:2007ApJ...661..602F. doi:10.1086/513598.
  67. ^ Levison, Garold F.; Morbidelli, Alessandro (2007). "Models of the collisional damping scenario for ice-giant planets and Kuiper belt formation". Ikar. 189 (1): 196–212. arXiv:astro-ph/0701544. Bibcode:2007Icar..189..196L. doi:10.1016/j.icarus.2007.01.004.
  68. ^ Masset, F.; Snellgrove, M. (2001). "Reversing type II migration: resonance trapping of a lighter giant protoplanet". Qirollik Astronomiya Jamiyatining oylik xabarnomalari. 320 (4): L55–L59. arXiv:astro-ph/0003421. Bibcode:2001MNRAS.320L..55M. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04159.x.
  69. ^ Uolsh, K. J .; Morbidelli, A. (2011). "Gigant sayyoralarning sayyoraviy shakllanishiga erta sayyora-hayajonli migratsiyasining ta'siri". Astronomiya va astrofizika. 526: A126. arXiv:1101.3776. Bibcode:2011A va A ... 526A.126W. doi:10.1051/0004-6361/201015277.
  70. ^ Toliou, A .; Morbidelli, A .; Tsiganis, K. (2016). "Magnitude and timing of the giant planet instability: A reassessment from the perspective of the asteroid belt". Astronomiya va astrofizika. 592: A72. arXiv:1606.04330. Bibcode:2016A va A ... 592A..72T. doi:10.1051/0004-6361/201628658.
  71. ^ Robuchon, Guillaume; Nimmo, Frensis; Roberts, Jeyms; Kirchoff, Michelle (2011). "Impact basin relaxation at Iapetus". Ikar. 214 (1): 82–90. arXiv:1406.6919. Bibcode:2011Icar..214...82R. doi:10.1016/j.icarus.2011.05.011.
  72. ^ Kenyon, Scott J.; Bromley, Benjamin C. (2012). "Coagulation Calculations of Icy Planet Formation at 15-150 AU: A Correlation between the Maximum Radius and the Slope of the Size Distribution for Trans-Neptunian Objects". Astronomiya jurnali. 143 (3): 63. arXiv:1201.4395. Bibcode:2012AJ....143...63K. doi:10.1088/0004-6256/143/3/63.
  73. ^ Minton, David A.; Richardson, James E.; Fasset, Caleb I. (2015). "Re-examining the main asteroid belt as the primary source of ancient lunar craters". Ikar. 247: 172–190. arXiv:1408.5304. Bibcode:2015Icar..247..172M. doi:10.1016/j.icarus.2014.10.018.
  74. ^ Bottke, W. F.; Marchi, S .; Vokrouxlikkiy, D .; Robbins, S.; Hynek, B.; Morbidelli, A. (2015). "New Insights into the Martian Late Heavy Bombardment" (PDF). 46th Lunar and Planetary Science Conference. Oy va sayyora fanlari konferentsiyasi. p. 1484. Bibcode:2015LPI....46.1484B.
  75. ^ Gråe Jørgensen, Uffe; Appel, Peter W. U.; Hatsukawa, Yuichi; Frei, Robert; Oshima, Masumi; Toh, Yosuke; Kimura, Atsushi (2009). "The Earth-Moon system during the late heavy bombardment period – Geochemical support for impacts dominated by comets". Ikar. 204 (2): 368–380. arXiv:0907.4104. Bibcode:2009Icar..204..368G. CiteSeerX 10.1.1.312.7222. doi:10.1016/j.icarus.2009.07.015.
  76. ^ Kring, David A.; Cohen, Barbara A. (2002). "Cataclysmic bombardment throughout the inner solar system 3.9–4.0 Ga". Geofizik tadqiqotlar jurnali: Sayyoralar. 107 (E2): 4–1–4–6. Bibcode:2002JGRE..107.5009K. doi:10.1029/2001JE001529.
  77. ^ Joy, Katherine H.; Zolensky, Michael E.; Nagashima, Kazuxide; Huss, Gary R.; Ross, D. Kent; McKay, David S.; Kring, David A. (2012). "Direct Detection of Projectile Relics from the End of the Lunar Basin-Forming Epoch". Ilm-fan. 336 (6087): 1426–9. Bibcode:2012Sci...336.1426J. doi:10.1126 / science.1219633. PMID 22604725.
  78. ^ Strom, Robert G.; Malxotra, Renu; Ito, Takashi; Yoshida, Fumi; Kring, David A. (2005). "The Origin of Planetary Impactors in the Inner Solar System". Ilm-fan. 309 (5742): 1847–1850. arXiv:astro-ph/0510200. Bibcode:2005Sci...309.1847S. CiteSeerX 10.1.1.317.2438. doi:10.1126/science.1113544. PMID 16166515.
  79. ^ Rickman, H.; Wiśniowsk, T.; Gabryszewski, R.; Wajer, P.; Wójcikowsk, K.; Szutowicz, S.; Valsekchi, G. B.; Morbidelli, A. (2017). "Cometary impact rates on the Moon and planets during the late heavy bombardment". Astronomiya va astrofizika. 598: A67. Bibcode:2017A&A...598A..67R. doi:10.1051/0004-6361/201629376.
  80. ^ Bottke, Uilyam F.; Vokrouxliki, Devid; Minton, Devid; Nesvorniy, Devid; Morbidelli, Alessandro; Brasser, Ramon; Simonson, Bryus; Levison, Garold F. (2012). "An Archaean heavy bombardment from a destabilized extension of the asteroid belt: Supplementary Information" (PDF). Tabiat. 485 (7396): 78–81. Bibcode:2012 yil natur.485 ... 78B. doi:10.1038 / nature10967. PMID 22535245.
  81. ^ Johnson, Brandon C.; Collins, Garath S.; Minton, David A.; Bowling, Timothy J.; Simonson, Bruce M.; Zuber, Maria T. (2016). "Spherule layers, crater scaling laws, and the population of ancient terrestrial impactors" (PDF). Ikar. 271: 350–359. Bibcode:2016Icar..271..350J. doi:10.1016/j.icarus.2016.02.023. hdl:10044/1/29965.
  82. ^ Nesvorniy, Devid; Roig, Fernando; Bottke, William F. (2016). "Modeling the Historical Flux of Planetary Impactors". Astronomiya jurnali. 153 (3): 103. arXiv:1612.08771. Bibcode:2017AJ....153..103N. doi:10.3847/1538-3881/153/3/103.
  83. ^ Bottke, W. F.; Nesvorny, D.; Roig, F.; Marchi, S .; Vokrouhlicky, D. "Evidence for Two Impacting Populations in the Early Bombardment of Mars and the Moon" (PDF). 48-Oy va sayyora fanlari konferentsiyasi.
  84. ^ Bottke, W. F.; Vokrouxlikkiy, D .; Ghent, B.; Mazrouei, S.; Robbins, S.; marchi, S. (2016). "On Asteroid Impacts, Crater Scaling Laws, and a Proposed Younger Surface Age for Venus" (PDF). Oy va sayyora fanlari konferentsiyasi. 47th Lunar and Planetary Science Conference (1903): 2036. Bibcode:2016LPI....47.2036B.
  85. ^ Minton, D. A.; Jekson, A. P.; Asphaug, E.; Fasset, C. I.; Richardson, J. E. (2015). "Debris from Borealis Basin Formation as the Primary Impactor Population of Late Heavy Bombardment" (PDF). Workshop on Early Solar System Impact Bombardment III. Early Solar System Impact Bombardment III. 1826. p. 3033. Bibcode:2015LPICo1826.3033M.
  86. ^ Volk, Ketrin; Gladman, Brett (2015). "Consolidating and Crushing Exoplanets: Did It Happen Here?". Astrofizik jurnal xatlari. 806 (2): L26. arXiv:1502.06558. Bibcode:2015ApJ...806L..26V. doi:10.1088/2041-8205/806/2/L26.
  87. ^ Andrews-Hanna, J. C .; Bottke, W. F. (2016). "The Post-Accretionary Doldrums on Mars: Constraints on the Pre-Noachian Impact Flux" (PDF). Oy va sayyora fanlari konferentsiyasi. 47th Lunar and Planetary Science Conference (1903): 2873. Bibcode:2016LPI....47.2873A.
  88. ^ Raymond, Shon N.; Izidoro, Andre; Bitsch, Bertram; Jacobsen, Seth A. (2016). "Did Jupiter's core form in the innermost parts of the Sun's protoplanetary disc?". Qirollik Astronomiya Jamiyatining oylik xabarnomalari. 458 (3): 2962–2972. arXiv:1602.06573. Bibcode:2016MNRAS.458.2962R. doi:10.1093/mnras/stw431.
  89. ^ Morbidelli, A .; Nesvorny, D.; Laurenz, V.; Marchi, S .; Rubie, D.C .; Elkins-Tanton, L.; Jacobson, S. A. (2018). "The Lunar Late Heavy Bombardment as a Tail-end of Planet Accretion". Ikar. 305: 262–276. arXiv:1801.03756. Bibcode:2018Icar..305..262M. doi:10.1016/j.icarus.2017.12.046.
  90. ^ Bottke, Wiliam F.; Levison, Garold F.; Nesvorniy, Devid; Dones, Luke (2007). "Can planetesimals left over from terrestrial planet formation produce the lunar Late Heavy Bombardment?". Ikar. 190 (1): 203–223. Bibcode:2007Icar..190..203B. doi:10.1016/j.icarus.2007.02.010.
  91. ^ A New Name for an Old Planet: Yangi olim: 01.10.2011: 15, https://www.newscientist.com/article/dn20952-missing-planet-explains-solar-systems-structure/
  92. ^ a b Batygin, Konstantin; Braun, Maykl E. (2016 yil 20-yanvar). "Quyosh tizimidagi olis ulkan sayyoraga dalil". Astronomiya jurnali. 151 (2): 22. arXiv:1601.05438. Bibcode:2016AJ .... 151 ... 22B. doi:10.3847/0004-6256/151/2/22.
  93. ^ Drake, Nadia (2016-01-22). "How can we find planet nine? (and other burning questions)". Uy kabi joy yo'q. National Geographic. Olingan 30 yanvar 2016.
  94. ^ Raymond, Sean (2016-02-02). "Planet Nine: kicked out by the moody young Solar System?". PlanetPlanet. Olingan 27 fevral 2016.
  95. ^ Bromley, Benjamin; Kenyon, Scott (2014). "The fate of scattered planets". Astrofizika jurnali. 796 (2): 141. arXiv:1410.2816. Bibcode:2014ApJ...796..141B. doi:10.1088/0004-637X/796/2/141.
  96. ^ "Twitter". mobile.twitter.com. Olingan 2017-11-26.