2008年に発表された神戸大学の惑星Xの研究がさらに進んで、太陽系創成期に地球質量の惑星が多数形成されその後４大惑星が外に移動（マイグレーション）した際に破壊されたり太陽系外に放り出された。説です。ジェームスウエッブ宇宙望遠鏡が観測を始めたので、運が良ければ氷巨大惑星１個がエッジワースカイパーベルトを形作っているのか複数の氷惑星が形作っているのかわかる。以下、機械翻訳。
遠くのカイパーベルトに地球のような惑星はありますか?
概要
太陽系外縁天体 (TNO) の軌道は未発見の惑星の存在を示す可能性がある
太陽系の外側にある。 ここでは、N 体のコンピューター シミュレーションを使用して、
遠方のカイパー ベルトにある TNO の軌道構造にある仮想のカイパー ベルト惑星 (KBP)
~50 au を超える。 私たちは観察を使用して、十分に特徴付けられた結果を含むモデルの結果を制約しました。
太陽系外縁起源調査 (OSSOS)。 私たちは、地球に似た惑星 (m ~ 1.5–3
M⊕) 遠く (長半径 a ~ 250–500 天文単位、近日点 q ~ 200 天文単位) に位置し、傾斜している (i ~
30 度の軌道は、遠方のカイパー ベルトの 3 つの基本的な特性を説明できます。
海王星の重力の影響を超えた軌道を持つ TNO の集団 (つまり、分離された天体)
q > 40 au)、高 i 天体のかなりの数 (i > 45 度)、およびいくつかの天体の存在
特異な軌道を持つ極端な天体 (例: セドナ)。 さらに、提案された KBP は互換性があります。
2:1、5:2、3:1、4:1、5:1、および 6:1 海王星に特定されたジャイロ安定 TNO の存在
運動共鳴を意味します。 これらの安定した集団は他の研究では無視されることがよくあります。 予測します
太陽系外縁部の特異な軌道上にある地球に似た惑星といくつかのTNOの存在、
これは、推定上の惑星の摂動を観測的に検証できる兆候として機能する可能性があります。
1 はじめに
海王星以遠天体 (TNO) は、海王星を超えて位置するカイパー ベルトのメンバーです。
長半径、> 30 au。 これらの岩石や氷の体は、地球の惑星形成の名残です。
太陽系外縁 (Lykawka 2012; Prialnik et al. 2020)。 TNO は重要な情報を明らかにすることができます
巨大惑星の形成と移動行動などのダイナミックな進化について、
およびそれらの起源となった原始惑星系円盤の基本的性質 (ネスヴォルニー
2018年; グラッドマン & フォルク 2021)。 異なる動的クラスに属する 1000 を超える TNOが発見され、太陽系海王星の理解に重要な進歩がもたらされました。
(Lykawka & Mukai 2007b; Gladman et al. 2008; Bannister et al. 2018; Bernardinelli et al. 2018)2022年）。 しかし、TNO の軌道構造全体を説明する単一の進化モデルはまだ確立されていません。
が開発されました (Gladman & Volk 2021)。 ここでは、遠くのカイパーベルトに = を付けて焦点を当てます。
50 ～ 1500 au で、その地域で成功するモデルが説明する必要がある 4 つの主要な制約について説明します。
1) 海王星の重力の影響を超えた軌道を持つ分離した TNO の顕著な集団
海王星の平均運動共鳴（MMR）に安定的にロックされていません。 通常、分離された TNO
近日点 q > 40 au の経験 散乱円盤内の回転安定かつ非散乱軌道
カイパーベルトの貯留層1 (Gladman et al. 2002; Lykawka & Mukai 2007b; Lawler et al. 2017)。
AstDys 観測データベース 2 の軌道情報を利用して、
> 50 au における全 TNO 集団に対する観察された分離 TNO の見かけの割合は約 10% です。
ただし、観察バイアスが影響するため、固有分数は数倍大きくなければなりません。
より遠くにある、または大きな q の天体の発見 (Gladman et al. 2002; Petit et al. 2011; Shankman et al. 2011)2017a; カベラーズら。 2020年）。 孤立人口の推定値は大きく異なる可能性がありますが、
それらは、重力を経験する軌道上の TNO と同等か、それよりも大きい可能性があります。
海王星による散乱 (q = 25–40 au) (Gladman & Volk 2021)。 ここで、本質的であると仮定しました。
遠方のカイパーベルトでは、分散個体群と分離個体群の比率が ≤ 1 です3。 オールトの雲の形成
銀河の潮流や通過する星を含むモデルは、少なくとも次のような分離した TNO のみを生成できます。
数百 au を超える (Morbidelli & Levison 2004; Kaib et al. 2011; Brasser &
シュワンブ、2015)。 しかし、カイパーベルトに関しては、これらのシナリオは現時点では否定的です。
したがって、これらは以下の主な議論から除外されます（詳細については、Gladman & Volk 2021 を参照）
詳細)。 いくつかの代表的なモデル (好まれている海王星の粒子の粗い移動シナリオを含む) で考慮されているように、散乱 TNO は結合した Kozai 相互作用を伴う MMR を経験します 4 または
カオス的拡散は、分離された集団、特により低い軌道を持つメンバーを説明できない
傾斜、i < 20 度、または > 150 ～ 250 au (Gomes et al. 2005; Lykawka & Mukai 2006;Lykawka & Mukai 2007c; ゴメスら。 2008年; Lykawka & Mukai 2008; ブラッサー＆モルビデリ 2013;シェパードら。 2016年; ネスヴォルニーら。 2016年; カイブ＆シェパード 2016; パイク＆ローラー 2017; グラッドマン&フォルク2021; チェンら。 2022年）。 一方、ローグプラネットのシナリオでは、摂動は太陽系初期の地球質量 (M⊕) が 1 ～ 2 の短命惑星は、
は、50 ～ 100 au 以上でかなりの孤立集団を生成しました (Gladman & Chan 2006; Huang et al.2022年）。 ここでは、適切な固有の特性を備えた孤立した集団全体を生み出すことに焦点を当てます。
上で仮定したように、散乱係数に比例します。
2) 統計的に有意な軌道傾斜角を持つ TNO の集団 (i > 45 度;以降、「高 i TNO」と呼びます）海王星の移動、ローグプラネット、その他いくつかの惑星では予測されていません
太陽系外部シナリオ (Lykawka & Mukai 2007b; Gomes et al. 2008; Lykawka & Mukai 2008年; ネスヴォルヌイ＆ヴォクロウリッキー 2016; ネスヴォルニーら。 2016年; カイブ＆シェパード 2016; ローラーら。
2017年; パイク＆ローラー 2017; カイブら。 2019年; ネスヴォルニーら。 2020年; グラッドマン & フォルク 2021)。 の
50 au を超える観察集団内の high-i TNO の見かけの割合は約 2% です。 これら
割合は、散乱集団と分離集団でそれぞれ約 1% と約 6% になります。 与えられた高 i TNO の発見に対する強い観察バイアス (例: ほとんどの調査は小規模または黄道に近い緯度）、固有の人口ははるかに重要な部分を表す必要があります(Petit et al. 2017; Gladman & Volk 2021)。 ここでは、高 i TNO 集団の生成に焦点を当てます。
遠方のカイパーベルトでは、本質的な高 i 率が少なくとも 2% であると保守的に仮定することによって計算されます。
また、この割合は散乱および分離範囲内で少なくとも 1% および 6% であるべきであると仮定します。
それぞれ人口。 しかし驚くべきことに、上記の代表的なモデルは、
i < 45 ～ 50 度に限定された集団を生成し、高 i に属する固有の ~1% のみが生成されます。
クラス。 これらの結果は Kaib らの結果と一致しています。 （2019）、誰外部機能を備えたモデルであると主張
高 i 母集団を説明するには摂動を援用する必要があります。 同様に、グラッドマン＆ヴォルク(2021) high-i TNO の存在を説明するシナリオについて議論しました。 もう一つの興味深い機能は、
i > 50 度の散乱 TNO が遠く離れたカイパーベルトで発見されたこと。 それはありそうもない
MMR + Kozai ダイナミクスがこれらの軌道を生成できることは、このメカニズムが予測しているためです。
相関のある high-i と low-e (large-q) の分離したような軌道 (Gomes 2003; Gallardo 2006a; Kaib & シェパード 2016; ネスヴォルニーら。 2016年; シェパードら。 2016）。 さらに、いくつかの存在
q = 15–25 au (つまり、天王星と海王星によって動的に制御される) の不安定な TNO
i = 47–169 度を所有することは、傾斜分布の裾が ~170 度まで伸びる可能性があることを意味します。
high-i TNO は、これらの天体の主な発生源貯蔵所です (付録の表 A1)。high-i
遠く離れたカイパーベルトに貯留層があることが文献で示唆されています (Gladman & Volk 2021;Kaib & Volk 2023)。 一方、他のメカニズムでは high-i オブジェクトが生成される可能性があるため、
q < 25 au (Brasser et al. 2012; Gladman & Volk 2021)、潜在的な情報源は依然として議論中
(Kaib & Volk 2023)。 50 au を超えた high-i TNO の起源の探索に加えて、要約する
(q > 25 au)、私たちは遠方のカイパーにある高 i TNO貯留層の可能性も調査しました。
ベルト領域。
3) 代表的なものを使用して取得することが困難な特異な軌道を持つ極端な TNO の部分集団
上で説明したように、モデル。エクストリーム TNO は、太陽系の外側。 たとえば、(90377) セドナやその他の非常に大きな TNO の発見
近日点 (>60 天文単位) は、4 つの摂動以外の追加の摂動を考慮する必要があることを明らかにしました。
海王星横断領域の巨大惑星 (Brown et al. 2004; Trujillo & Sheppard 2014; Sheppard他。 2019）。 ここでは、q > 60 au、i > 60 deg、q > 50 au (i < 20 deg)、i > 50 のオブジェクトを定義します。
極端な TNO として deg (q < 40 au)。 セドナに加えて、9 つの極端な TNO を特定しました (表 1)。
オールトの雲形成中の特定の仮定 (例: 高密度の恒星環境) では、
恒星はセドナのような軌道で TNO を生成した可能性があります (Kaib et al. 2011; Brasser & Schwamb 2015;
Kaib & Volk 2023)。 ただし、このシナリオには深刻なタイミングの問題などがあります。
懸念事項 (Gladman & Volk 2021)。 あるいは、セドナ様 TNO は、
不正惑星とのダイナミックな相互作用 (Gladman & Chan 2006)。ただし、短命
浮遊惑星の摂動は、このプロセスの効率が低いことを暗示しています。 さらに重要なことは、それが不明であることです
ここで実証されているように、これらすべてのモデルが極端な TNO の多様性を再現できれば。 たとえば、2014 YX91 は、非常に高い傾斜角 (62.9 度) を持ち、散乱軌道 (q = 34.73) 上にある極端な TNO です。このような高 i および低 q (高 e) 軌道は、海王星と対話するオブジェクトの MMR キャプチャ (代わりに high-i/low-e が生成されるため)cos 𝑖 1 − 𝑒2 の量の保存による分離されたような軌道 (Gomes et al. 2005; Gallardo 2006a）。 この動作は、海王星の移行に関するいくつかの調査で実証されており、個々の TNO の動態 (Gomes et al. 2008; Brasil et al. 2014; Nesvorny 2015a、Nesvorny &
ヴォクルーリック 2016; カイブ＆シェパード 2016; シェパードら。 2016年; パイク＆ローラー 2017）。 まさに
これらのモデルで得られた i > 50 度のオブジェクトは、分離されたオブジェクトに属する外れ値です。
人口。 ただし、2014 YX91 の小さな近日点は、この天体が現在
散乱。 さらに、共鳴ドロップアウトと散乱集団の傾きは、
代表的なモデルは、約 30 ～ 40 度の範囲に強く集中します (Brasil et al. 2014; Kaib & Sheppard 2016年; ネスヴォルヌイ＆ヴォクロウリッキー 2016; ネスヴォルニーら。 2016年; パイク＆ローラー 2017）。 したがって、
これらの理由を考慮して、香西相互作用と組み合わせた仮説的な MMR キャプチャと
その後の共鳴ドロップアウトは、2014 YX91 の特異な軌道の有効な説明ではありません (5)。
同様に、他の極端な TNO の軌道も、共鳴相互作用によって説明するのが困難です。
または海王星の移行後。 したがって、包括的なモデルは、親集団（分離または高 i）とその極端なメンバーの軌道。
4) さまざまな海王星MMRにおけるGyr安定共鳴TNOの集団。 この作品が定義するのは、安定した共鳴 TNO として 1 Gyr より長いタイムスケールで共鳴振動を示す天体。
逆に、共鳴固着によって確立された一時的な共鳴集団は、散乱または分離した物体であるため、長期的な動的安定性の適切な診断にはなりません。
MMR に一時的にキャプチャされます。 他の場所で実証されているように (Lykawka & Mukai 2007a; Lykawka & Mukai 2008)、この研究では、安定な共鳴 TNO が 2:1 (ares = 47.8 au)、5:2 で発見されました。
(ares = 55.4 au)、3:1 (ares = 62.6 au)、4:1 (ares = 75.8 au)、5:1 (ares = 88.0 au)、および 6:1 (ares = 99.4 au)、100 au 以内の他の MMR の間で。 これらの安定した共鳴 TNO のほとんどは、MMR にロックされたままになります。
4 Gyr、これは初期太陽系の原始起源を示唆しています。 不足しています
枠組み内でのこれらの安定した共鳴集団の起源と保存に関する議論
カイパーベルトの代表的なモデル。
遠方のカイパーベルトの成功したモデルは、これらの制約を説明するはずです
同時に。 このモデルはまた、100 天文単位未満で軌道空間に過密な状態を避ける必要があります。
小規模から中程度の傾斜 (例、i < 30 度) で分離されたオブジェクトは、
発見の確率は近距離の方が高いが、観察では優先性は確認されていない
この領域の低 i 分離 TNO について (Bannister et al. 2018)。 代表的なモデル
上で議論したモデルや他の太陽系外部モデル (Hahn & Malhotra 2005; Nesvorny 2011;バティギンら。 2012年; ネスヴォルヌイ 2015b; ネスヴォルヌイ 2018; クレメントら。 2021) 4 から 6 を考慮
巨大惑星の不安定性/移住の進化は、それらがすべてを満たすことができることをまだ実証していない。
主要な制約を一貫して適用する6. 結論として、遠く離れたカイパーベルトのプロバブリーは形成されませんでした
現在の 4 つの巨大惑星または仮説上の巨大惑星 (または浮遊惑星) による摂動のみが原因です。惑星）巨大惑星の移動中/移動後。
おそらく、数千個の準惑星（冥王星やエリスに匹敵する質量を持つ天体）が存在する可能性があります。
そして数十の亜地球および地球クラスの惑星が、惑星形成中に太陽系外縁部で形成されました。
形成 (Nesvorny & Vokrouhlicky 2016; Shannon & Dawson 2018; Nesvorny 2018)。 これら天体のほとんどは、生存中に重力による散乱や惑星との衝突によって失われました。
形成。 実際、いくつかのモデルは質量を伴う不正惑星の影響を考慮しています。
初期の太陽系の火星や地球に匹敵する (Gladman & Chan 2006; Silsbee & Tremaine)2018年; 黄ら。 2022年）。 しかし、これらの研究ではカイパーの形成については調査されていませんでした。
ベルト; したがって、彼らは、不正惑星の摂動が分離した TNO を引き起こす可能性があることを実証しただけです
軌道。 一方、太陽系海王星常駐惑星の存在は、カイパーベルトの特徴を説明する (Lykawka & Mukai 2008; Trujillo & Sheppard 2014;
マルホトラ 2018)。 Trujillo & Sheppard (2014) は、200 ～ 300 天文単位の位置に 2 ～ 15 M⊕ の惑星があると提案しました。
150〜250天文単位を超えたところにあるTNOの軌道角の配列とされるものを説明するために必要である
(トルヒーヨとシェパード 2014; シェパードとトルヒーヨ 2016)。 この提案はプラネット 9 モデルにつながりました。
これは、q > 300 au (deラ・フエンテ・マルコスとデ・ラ・フエンテ・マルコス、2014年。 バティギン＆ブラウン 2016; デ・ラ・フエンテ・マルコス＆デ
ラ・フエンテ・マルコス 2017; バティギンら。 2019年; ブラウン＆バティギン 2021）。 ただし、このモデルはそうではありませんでした
はカイパーベルトの軌道構造を説明するために設計されており、多くの研究は疑惑の TNO の角度配置の妥当性を否定している (Lawler et al. 2017; Shankman et al. 2017a; Shankman et al. 2017)。
2017b; グラッドマン＆フォルク 2021; ネイピアら。 2021年; ベルナルディネリら。 2022年）。 スーパーアース Planet 9 モデルによって提案されたモデルを、地球から地球へのサブクラスと混同しないでください。
文献で提案されている仮説上の惑星 (Lykawka & Mukai 2008 およびその参考文献)（例：「Planet X」）とこの研究。 実際、惑星 9 ははるかに巨大であり、惑星 9 であると仮説が立てられています。
より遠い軌道上に位置します。 また、プラネット 9 は、起こり得る特異な問題に対処するために提案されましたが、
いくつかの遠方の TNO の特性に基づいて、私たちのシナリオは、遠方のカイパー ベルトの構造に次のように対処します。
上記の制約を考慮して。
ここでは、火星と地球クラスの惑星が地球の形成に及ぼす影響を考察します。
遠く離れたカイパーベルト。 私たちはこれらの惑星をカイパーベルト惑星 (KBP) と呼びます。 リカウカ＆ムカイ(2008) は、地球下の KBP (0.3 ～ 0.7 M⊕) が 100 ～ 250 au に位置し、q > 80 au、i = であると提案しました。
全体の軌道構造やその他の特性を説明するには、20 ～ 40 度が必要でした。
海王星横断領域。 Volk & Malhotra (2017) は、KBP の質量が最大 2.4 M⊕ であることを発見しました。
100 天文単位以内に位置しており、カイパー ベルトの平面を説明できる可能性があります (ただし、van Laerhoven et al. 2019 を参照)
別の結論になります）。 巨大惑星といくつかの惑星の間の初期の太陽系相互作用 火星および地球クラスの天体は、q = 40〜70 天文単位で 200 天文単位以内に常駐惑星を生成した可能性があります
そして私は 30 度未満です (Silsbee & Tremaine 2018)。 Lykawka と Mukai (2008) は、KBP が(共振固着を介して) 分離された、高 i の、過渡共振 TNO を生成する可能性がありますが、同時に、KBP に応じて、ジャイロ安定共鳴 TNO の安定性を効果的に破壊します。
質量と軌道。 安定した共鳴TNOは接近から保護され、1Gyrを超えるタイムスケールで進化する可能性がある
海王星との重力遭遇。 ただし、KBP の重力摂動により、
この安定性が破壊されると、共鳴脱走者が散乱または分離した軌道を取得する可能性があります。 安定しているので
集団はいくつかの共鳴で十分に確立されており、高離心率共鳴の安定性
メンバーは KBP の近日点を制限できます。 この前提に従って、Lykawka & Mukai (2008) 3:2、2:1、および 5:2 で安定した集団を維持するには、どの KBP も q > 80 au でなければならないことがわかりました。
その時点で特定されたMMR。 Lykawka と Mukai (2008) の結果とこの研究は、Silsbee & Tremaine (2018) によって提案された惑星を含む、多くの仮説上の惑星の存在。
同様に、観測上の制約は、〜 100 天文単位以内に KBP が存在することを意味するものではありません (Iorio 2017年; ファン・ラーホーフェンら。 2019）。
私たちは広範なシミュレーションを使用して、存在する未発見の地球に似た惑星が存在することを実証しました。
遠方のカイパーベルトにおける 4 つの主要な制約を説明できる可能性があります。 さらに、KBP の摂動は太陽の年齢にわたって海王星以遠領域の軌道構造を形作る可能性があるシステムでは、さまざまな既知の TNO 集団の軌道特性が、KBP (Lawler et al. 2017; Shannon & Dawson 2018; Nesvorny 2018; Lawler et al. 2018a)。 それは原始的な惑星体がKBPとして遠くのカイパーベルトで生き残った可能性はもっともらしい。
初期の太陽系にはそのような天体が多数存在しました。
4 結論
私たちは、地球の 1.5 ～ 3 倍の質量を持つカイパー ベルト惑星 (KBP) が、250 ～ 500 au (距離と質量の明らかな相関関係に従う)= に位置していることを発見しました。
、傾斜軌道 (i = 30)deg) と q = 195 au は、遠方のカイパー ベルトの次の特性を説明できます。
海王星から十分に分離された孤立した TNO の顕著な集団。 のかなりの部分
i > 45 度の high-i TNO。 そして、孤立した、または高 i 極端な TNO の部分集団が進化しています。
独特の軌道。 さらに、提案された KBP は長期的な問題の存在と互換性があります。
ジャイロ安定共鳴 TNO とその摂動は散乱の形成を妨げない
q < 40 au の集団。 最後に、私たちのシナリオで 50 天文単位を超える軌道構造は次のようになります。
OSSOS およびその他の傾斜角および近日点分布と合理的に互換性があります。
観察上の制約。 私たちの結果は明らかにOSSOSの準大手とは一致していませんでしたが、
分布に応じて、いくつかの可能な解決策が存在します（たとえば、改善された観察サンプルを考慮すると、
巨大惑星の移動、他の初期条件のテストなどを含むモデル)。 したがって、
KBP モデルは、観測と一致して遠方のカイパー ベルトを説明できる可能性があります。
結論として、KBP シナリオの結果は、まだ発見されていないものの存在を裏付けています。
太陽系のはるか外側にある惑星。 さらに、このシナリオは新たな脅威の存在も予測します。
KBP の摂動によって生成された 150 天文単位を超えたところにある TNO 個体群は、この惑星の存在を示す観測的に検証可能な証拠として機能します。 より詳しい知識は、遠く離れたカイパーベルトの軌道構造は、あらゆる仮説の存在を明らかにするか、除外することができます
太陽系外縁部にある惑星。 KBPの存在は地球に新たな制約を与える可能性もある
木星以遠領域における形成と動的進化。
図 1. 48,060 個の無質量粒子からなる原始散乱円盤の初期状態
粒子。 青いアスタリスクは、セクション 1 で説明した極端な太陽系外縁天体 (TNO) を示します。
表 1 にまとめました。
図 2. 原始散乱円盤が進化した後の制御モデルの最終的な軌道分布
現在の軌道上にある 4 つの巨大な惑星の重力の影響下で 45億年を超えています。~250 天文単位内のいくつかの天体は、強い海王星平均運動での相互作用を介して q > 40 天文単位を取得
明確な q-i 相関をもたらす共鳴 (上のパネル)。 極端な TNO (青いアスタリスク)制御モデルでは軌道を説明できないことを示しています。 このモデルのその他の欠点は、本文で議論されています。
図3. 4.5Gyr以上で原始散乱集団を進化させた後の最終的な軌道構造
4 つの巨大惑星とカイパー ベルト惑星 (KBP) の重力の影響下で m =
1.5 M⊕、a = 250 au、q = 195 au、i = 30 度 制御モデルで得られた結果 (図
2) とこのモデルは、それぞれ黒と赤のシンボルで表されます。 青いアスタリスクは表します
極端なTNO。 KBP の軌道は緑色の四角で示されています。
図4. 4.5Gyr以上で原始散乱集団を進化させた後の最終的な軌道構造
4 つの巨大な惑星と m = 1.5 M⊕、a = 350 au の KBP の重力の影響下で、
q = 195 au、i = 30 度 記号については、図 3 のキャプションで説明されています。
図5. 4.5Gyr以上で原始散乱集団を進化させた後の最終的な軌道構造
4 つの巨大な惑星と m = 2 M⊕、a = 350 au、q の KBP の重力の影響下で
= 195 au、i = 30 度 記号については、図 3 のキャプションで説明されています。
遠くのカイパーベルトに地球のような惑星はありますか?
概要
太陽系外縁天体 (TNO) の軌道は未発見の惑星の存在を示す可能性がある
太陽系の外側にある。 ここでは、N 体のコンピューター シミュレーションを使用して、
遠方のカイパー ベルトにある TNO の軌道構造にある仮想のカイパー ベルト惑星 (KBP)
~50 au を超える。 私たちは観察を使用して、十分に特徴付けられた結果を含むモデルの結果を制約しました。
太陽系外縁起源調査 (OSSOS)。 私たちは、地球に似た惑星 (m ~ 1.5–3
M⊕) 遠く (長半径 a ~ 250–500 天文単位、近日点 q ~ 200 天文単位) に位置し、傾斜している (i ~
30 度の軌道は、遠方のカイパー ベルトの 3 つの基本的な特性を説明できます。
海王星の重力の影響を超えた軌道を持つ TNO の集団 (つまり、分離された天体)
q > 40 au)、高 i 天体のかなりの数 (i > 45 度)、およびいくつかの天体の存在
特異な軌道を持つ極端な天体 (例: セドナ)。 さらに、提案された KBP は互換性があります。
2:1、5:2、3:1、4:1、5:1、および 6:1 海王星に特定されたジャイロ安定 TNO の存在
運動共鳴を意味します。 これらの安定した集団は他の研究では無視されることがよくあります。 予測します
太陽系外縁部の特異な軌道上にある地球に似た惑星といくつかのTNOの存在、
これは、推定上の惑星の摂動を観測的に検証できる兆候として機能する可能性があります。
1 はじめに
海王星以遠天体 (TNO) は、海王星を超えて位置するカイパー ベルトのメンバーです。
長半径、> 30 au。 これらの岩石や氷の体は、地球の惑星形成の名残です。
太陽系外縁 (Lykawka 2012; Prialnik et al. 2020)。 TNO は重要な情報を明らかにすることができます
巨大惑星の形成と移動行動などのダイナミックな進化について、
およびそれらの起源となった原始惑星系円盤の基本的性質 (ネスヴォルニー
2018年; グラッドマン & フォルク 2021)。 異なる動的クラスに属する 1000 を超える TNOが発見され、太陽系海王星の理解に重要な進歩がもたらされました。
(Lykawka & Mukai 2007b; Gladman et al. 2008; Bannister et al. 2018; Bernardinelli et al. 2018)2022年）。 しかし、TNO の軌道構造全体を説明する単一の進化モデルはまだ確立されていません。
が開発されました (Gladman & Volk 2021)。 ここでは、遠くのカイパーベルトに = を付けて焦点を当てます。
50 ～ 1500 au で、その地域で成功するモデルが説明する必要がある 4 つの主要な制約について説明します。
1) 海王星の重力の影響を超えた軌道を持つ分離した TNO の顕著な集団
海王星の平均運動共鳴（MMR）に安定的にロックされていません。 通常、分離された TNO
近日点 q > 40 au の経験 散乱円盤内の回転安定かつ非散乱軌道
カイパーベルトの貯留層1 (Gladman et al. 2002; Lykawka & Mukai 2007b; Lawler et al. 2017)。
AstDys 観測データベース 2 の軌道情報を利用して、
> 50 au における全 TNO 集団に対する観察された分離 TNO の見かけの割合は約 10% です。
ただし、観察バイアスが影響するため、固有分数は数倍大きくなければなりません。
より遠くにある、または大きな q の天体の発見 (Gladman et al. 2002; Petit et al. 2011; Shankman et al. 2011)2017a; カベラーズら。 2020年）。 孤立人口の推定値は大きく異なる可能性がありますが、
それらは、重力を経験する軌道上の TNO と同等か、それよりも大きい可能性があります。
海王星による散乱 (q = 25–40 au) (Gladman & Volk 2021)。 ここで、本質的であると仮定しました。
遠方のカイパーベルトでは、分散個体群と分離個体群の比率が ≤ 1 です3。 オールトの雲の形成
銀河の潮流や通過する星を含むモデルは、少なくとも次のような分離した TNO のみを生成できます。
数百 au を超える (Morbidelli & Levison 2004; Kaib et al. 2011; Brasser &
シュワンブ、2015)。 しかし、カイパーベルトに関しては、これらのシナリオは現時点では否定的です。
したがって、これらは以下の主な議論から除外されます（詳細については、Gladman & Volk 2021 を参照）
詳細)。 いくつかの代表的なモデル (好まれている海王星の粒子の粗い移動シナリオを含む) で考慮されているように、散乱 TNO は結合した Kozai 相互作用を伴う MMR を経験します 4 または
カオス的拡散は、分離された集団、特により低い軌道を持つメンバーを説明できない
傾斜、i < 20 度、または > 150 ～ 250 au (Gomes et al. 2005; Lykawka & Mukai 2006;Lykawka & Mukai 2007c; ゴメスら。 2008年; Lykawka & Mukai 2008; ブラッサー＆モルビデリ 2013;シェパードら。 2016年; ネスヴォルニーら。 2016年; カイブ＆シェパード 2016; パイク＆ローラー 2017; グラッドマン&フォルク2021; チェンら。 2022年）。 一方、ローグプラネットのシナリオでは、摂動は太陽系初期の地球質量 (M⊕) が 1 ～ 2 の短命惑星は、
は、50 ～ 100 au 以上でかなりの孤立集団を生成しました (Gladman & Chan 2006; Huang et al.2022年）。 ここでは、適切な固有の特性を備えた孤立した集団全体を生み出すことに焦点を当てます。
上で仮定したように、散乱係数に比例します。
2) 統計的に有意な軌道傾斜角を持つ TNO の集団 (i > 45 度;以降、「高 i TNO」と呼びます）海王星の移動、ローグプラネット、その他いくつかの惑星では予測されていません
太陽系外部シナリオ (Lykawka & Mukai 2007b; Gomes et al. 2008; Lykawka & Mukai 2008年; ネスヴォルヌイ＆ヴォクロウリッキー 2016; ネスヴォルニーら。 2016年; カイブ＆シェパード 2016; ローラーら。
2017年; パイク＆ローラー 2017; カイブら。 2019年; ネスヴォルニーら。 2020年; グラッドマン & フォルク 2021)。 の
50 au を超える観察集団内の high-i TNO の見かけの割合は約 2% です。 これら
割合は、散乱集団と分離集団でそれぞれ約 1% と約 6% になります。 与えられた高 i TNO の発見に対する強い観察バイアス (例: ほとんどの調査は小規模または黄道に近い緯度）、固有の人口ははるかに重要な部分を表す必要があります(Petit et al. 2017; Gladman & Volk 2021)。 ここでは、高 i TNO 集団の生成に焦点を当てます。
遠方のカイパーベルトでは、本質的な高 i 率が少なくとも 2% であると保守的に仮定することによって計算されます。
また、この割合は散乱および分離範囲内で少なくとも 1% および 6% であるべきであると仮定します。
それぞれ人口。 しかし驚くべきことに、上記の代表的なモデルは、
i < 45 ～ 50 度に限定された集団を生成し、高 i に属する固有の ~1% のみが生成されます。
クラス。 これらの結果は Kaib らの結果と一致しています。 （2019）、誰外部機能を備えたモデルであると主張
高 i 母集団を説明するには摂動を援用する必要があります。 同様に、グラッドマン＆ヴォルク(2021) high-i TNO の存在を説明するシナリオについて議論しました。 もう一つの興味深い機能は、
i > 50 度の散乱 TNO が遠く離れたカイパーベルトで発見されたこと。 それはありそうもない
MMR + Kozai ダイナミクスがこれらの軌道を生成できることは、このメカニズムが予測しているためです。
相関のある high-i と low-e (large-q) の分離したような軌道 (Gomes 2003; Gallardo 2006a; Kaib & シェパード 2016; ネスヴォルニーら。 2016年; シェパードら。 2016）。 さらに、いくつかの存在
q = 15–25 au (つまり、天王星と海王星によって動的に制御される) の不安定な TNO
i = 47–169 度を所有することは、傾斜分布の裾が ~170 度まで伸びる可能性があることを意味します。
high-i TNO は、これらの天体の主な発生源貯蔵所です (付録の表 A1)。high-i
遠く離れたカイパーベルトに貯留層があることが文献で示唆されています (Gladman & Volk 2021;Kaib & Volk 2023)。 一方、他のメカニズムでは high-i オブジェクトが生成される可能性があるため、
q < 25 au (Brasser et al. 2012; Gladman & Volk 2021)、潜在的な情報源は依然として議論中
(Kaib & Volk 2023)。 50 au を超えた high-i TNO の起源の探索に加えて、要約する
(q > 25 au)、私たちは遠方のカイパーにある高 i TNO貯留層の可能性も調査しました。
ベルト領域。
3) 代表的なものを使用して取得することが困難な特異な軌道を持つ極端な TNO の部分集団
上で説明したように、モデル。エクストリーム TNO は、太陽系の外側。 たとえば、(90377) セドナやその他の非常に大きな TNO の発見
近日点 (>60 天文単位) は、4 つの摂動以外の追加の摂動を考慮する必要があることを明らかにしました。
海王星横断領域の巨大惑星 (Brown et al. 2004; Trujillo & Sheppard 2014; Sheppard他。 2019）。 ここでは、q > 60 au、i > 60 deg、q > 50 au (i < 20 deg)、i > 50 のオブジェクトを定義します。
極端な TNO として deg (q < 40 au)。 セドナに加えて、9 つの極端な TNO を特定しました (表 1)。
オールトの雲形成中の特定の仮定 (例: 高密度の恒星環境) では、
恒星はセドナのような軌道で TNO を生成した可能性があります (Kaib et al. 2011; Brasser & Schwamb 2015;
Kaib & Volk 2023)。 ただし、このシナリオには深刻なタイミングの問題などがあります。
懸念事項 (Gladman & Volk 2021)。 あるいは、セドナ様 TNO は、
不正惑星とのダイナミックな相互作用 (Gladman & Chan 2006)。ただし、短命
浮遊惑星の摂動は、このプロセスの効率が低いことを暗示しています。 さらに重要なことは、それが不明であることです
ここで実証されているように、これらすべてのモデルが極端な TNO の多様性を再現できれば。 たとえば、2014 YX91 は、非常に高い傾斜角 (62.9 度) を持ち、散乱軌道 (q = 34.73) 上にある極端な TNO です。このような高 i および低 q (高 e) 軌道は、海王星と対話するオブジェクトの MMR キャプチャ (代わりに high-i/low-e が生成されるため)cos 𝑖 1 − 𝑒2 の量の保存による分離されたような軌道 (Gomes et al. 2005; Gallardo 2006a）。 この動作は、海王星の移行に関するいくつかの調査で実証されており、個々の TNO の動態 (Gomes et al. 2008; Brasil et al. 2014; Nesvorny 2015a、Nesvorny &
ヴォクルーリック 2016; カイブ＆シェパード 2016; シェパードら。 2016年; パイク＆ローラー 2017）。 まさに
これらのモデルで得られた i > 50 度のオブジェクトは、分離されたオブジェクトに属する外れ値です。
人口。 ただし、2014 YX91 の小さな近日点は、この天体が現在
散乱。 さらに、共鳴ドロップアウトと散乱集団の傾きは、
代表的なモデルは、約 30 ～ 40 度の範囲に強く集中します (Brasil et al. 2014; Kaib & Sheppard 2016年; ネスヴォルヌイ＆ヴォクロウリッキー 2016; ネスヴォルニーら。 2016年; パイク＆ローラー 2017）。 したがって、
これらの理由を考慮して、香西相互作用と組み合わせた仮説的な MMR キャプチャと
その後の共鳴ドロップアウトは、2014 YX91 の特異な軌道の有効な説明ではありません (5)。
同様に、他の極端な TNO の軌道も、共鳴相互作用によって説明するのが困難です。
または海王星の移行後。 したがって、包括的なモデルは、親集団（分離または高 i）とその極端なメンバーの軌道。
4) さまざまな海王星MMRにおけるGyr安定共鳴TNOの集団。 この作品が定義するのは、安定した共鳴 TNO として 1 Gyr より長いタイムスケールで共鳴振動を示す天体。
逆に、共鳴固着によって確立された一時的な共鳴集団は、散乱または分離した物体であるため、長期的な動的安定性の適切な診断にはなりません。
MMR に一時的にキャプチャされます。 他の場所で実証されているように (Lykawka & Mukai 2007a; Lykawka & Mukai 2008)、この研究では、安定な共鳴 TNO が 2:1 (ares = 47.8 au)、5:2 で発見されました。
(ares = 55.4 au)、3:1 (ares = 62.6 au)、4:1 (ares = 75.8 au)、5:1 (ares = 88.0 au)、および 6:1 (ares = 99.4 au)、100 au 以内の他の MMR の間で。 これらの安定した共鳴 TNO のほとんどは、MMR にロックされたままになります。
4 Gyr、これは初期太陽系の原始起源を示唆しています。 不足しています
枠組み内でのこれらの安定した共鳴集団の起源と保存に関する議論
カイパーベルトの代表的なモデル。
遠方のカイパーベルトの成功したモデルは、これらの制約を説明するはずです
同時に。 このモデルはまた、100 天文単位未満で軌道空間に過密な状態を避ける必要があります。
小規模から中程度の傾斜 (例、i < 30 度) で分離されたオブジェクトは、
発見の確率は近距離の方が高いが、観察では優先性は確認されていない
この領域の低 i 分離 TNO について (Bannister et al. 2018)。 代表的なモデル
上で議論したモデルや他の太陽系外部モデル (Hahn & Malhotra 2005; Nesvorny 2011;バティギンら。 2012年; ネスヴォルヌイ 2015b; ネスヴォルヌイ 2018; クレメントら。 2021) 4 から 6 を考慮
巨大惑星の不安定性/移住の進化は、それらがすべてを満たすことができることをまだ実証していない。
主要な制約を一貫して適用する6. 結論として、遠く離れたカイパーベルトのプロバブリーは形成されませんでした
現在の 4 つの巨大惑星または仮説上の巨大惑星 (または浮遊惑星) による摂動のみが原因です。惑星）巨大惑星の移動中/移動後。
おそらく、数千個の準惑星（冥王星やエリスに匹敵する質量を持つ天体）が存在する可能性があります。
そして数十の亜地球および地球クラスの惑星が、惑星形成中に太陽系外縁部で形成されました。
形成 (Nesvorny & Vokrouhlicky 2016; Shannon & Dawson 2018; Nesvorny 2018)。 これら天体のほとんどは、生存中に重力による散乱や惑星との衝突によって失われました。
形成。 実際、いくつかのモデルは質量を伴う不正惑星の影響を考慮しています。
初期の太陽系の火星や地球に匹敵する (Gladman & Chan 2006; Silsbee & Tremaine)2018年; 黄ら。 2022年）。 しかし、これらの研究ではカイパーの形成については調査されていませんでした。
ベルト; したがって、彼らは、不正惑星の摂動が分離した TNO を引き起こす可能性があることを実証しただけです
軌道。 一方、太陽系海王星常駐惑星の存在は、カイパーベルトの特徴を説明する (Lykawka & Mukai 2008; Trujillo & Sheppard 2014;
マルホトラ 2018)。 Trujillo & Sheppard (2014) は、200 ～ 300 天文単位の位置に 2 ～ 15 M⊕ の惑星があると提案しました。
150〜250天文単位を超えたところにあるTNOの軌道角の配列とされるものを説明するために必要である
(トルヒーヨとシェパード 2014; シェパードとトルヒーヨ 2016)。 この提案はプラネット 9 モデルにつながりました。
これは、q > 300 au (deラ・フエンテ・マルコスとデ・ラ・フエンテ・マルコス、2014年。 バティギン＆ブラウン 2016; デ・ラ・フエンテ・マルコス＆デ
ラ・フエンテ・マルコス 2017; バティギンら。 2019年; ブラウン＆バティギン 2021）。 ただし、このモデルはそうではありませんでした
はカイパーベルトの軌道構造を説明するために設計されており、多くの研究は疑惑の TNO の角度配置の妥当性を否定している (Lawler et al. 2017; Shankman et al. 2017a; Shankman et al. 2017)。
2017b; グラッドマン＆フォルク 2021; ネイピアら。 2021年; ベルナルディネリら。 2022年）。 スーパーアース Planet 9 モデルによって提案されたモデルを、地球から地球へのサブクラスと混同しないでください。
文献で提案されている仮説上の惑星 (Lykawka & Mukai 2008 およびその参考文献)（例：「Planet X」）とこの研究。 実際、惑星 9 ははるかに巨大であり、惑星 9 であると仮説が立てられています。
より遠い軌道上に位置します。 また、プラネット 9 は、起こり得る特異な問題に対処するために提案されましたが、
いくつかの遠方の TNO の特性に基づいて、私たちのシナリオは、遠方のカイパー ベルトの構造に次のように対処します。
上記の制約を考慮して。
ここでは、火星と地球クラスの惑星が地球の形成に及ぼす影響を考察します。
遠く離れたカイパーベルト。 私たちはこれらの惑星をカイパーベルト惑星 (KBP) と呼びます。 リカウカ＆ムカイ(2008) は、地球下の KBP (0.3 ～ 0.7 M⊕) が 100 ～ 250 au に位置し、q > 80 au、i = であると提案しました。
全体の軌道構造やその他の特性を説明するには、20 ～ 40 度が必要でした。
海王星横断領域。 Volk & Malhotra (2017) は、KBP の質量が最大 2.4 M⊕ であることを発見しました。
100 天文単位以内に位置しており、カイパー ベルトの平面を説明できる可能性があります (ただし、van Laerhoven et al. 2019 を参照)
別の結論になります）。 巨大惑星といくつかの惑星の間の初期の太陽系相互作用 火星および地球クラスの天体は、q = 40〜70 天文単位で 200 天文単位以内に常駐惑星を生成した可能性があります
そして私は 30 度未満です (Silsbee & Tremaine 2018)。 Lykawka と Mukai (2008) は、KBP が(共振固着を介して) 分離された、高 i の、過渡共振 TNO を生成する可能性がありますが、同時に、KBP に応じて、ジャイロ安定共鳴 TNO の安定性を効果的に破壊します。
質量と軌道。 安定した共鳴TNOは接近から保護され、1Gyrを超えるタイムスケールで進化する可能性がある
海王星との重力遭遇。 ただし、KBP の重力摂動により、
この安定性が破壊されると、共鳴脱走者が散乱または分離した軌道を取得する可能性があります。 安定しているので
集団はいくつかの共鳴で十分に確立されており、高離心率共鳴の安定性
メンバーは KBP の近日点を制限できます。 この前提に従って、Lykawka & Mukai (2008) 3:2、2:1、および 5:2 で安定した集団を維持するには、どの KBP も q > 80 au でなければならないことがわかりました。
その時点で特定されたMMR。 Lykawka と Mukai (2008) の結果とこの研究は、Silsbee & Tremaine (2018) によって提案された惑星を含む、多くの仮説上の惑星の存在。
同様に、観測上の制約は、〜 100 天文単位以内に KBP が存在することを意味するものではありません (Iorio 2017年; ファン・ラーホーフェンら。 2019）。
私たちは広範なシミュレーションを使用して、存在する未発見の地球に似た惑星が存在することを実証しました。
遠方のカイパーベルトにおける 4 つの主要な制約を説明できる可能性があります。 さらに、KBP の摂動は太陽の年齢にわたって海王星以遠領域の軌道構造を形作る可能性があるシステムでは、さまざまな既知の TNO 集団の軌道特性が、KBP (Lawler et al. 2017; Shannon & Dawson 2018; Nesvorny 2018; Lawler et al. 2018a)。 それは原始的な惑星体がKBPとして遠くのカイパーベルトで生き残った可能性はもっともらしい。
初期の太陽系にはそのような天体が多数存在しました。
4 結論
私たちは、地球の 1.5 ～ 3 倍の質量を持つカイパー ベルト惑星 (KBP) が、250 ～ 500 au (距離と質量の明らかな相関関係に従う)= に位置していることを発見しました。
、傾斜軌道 (i = 30)deg) と q = 195 au は、遠方のカイパー ベルトの次の特性を説明できます。
海王星から十分に分離された孤立した TNO の顕著な集団。 のかなりの部分
i > 45 度の high-i TNO。 そして、孤立した、または高 i 極端な TNO の部分集団が進化しています。
独特の軌道。 さらに、提案された KBP は長期的な問題の存在と互換性があります。
ジャイロ安定共鳴 TNO とその摂動は散乱の形成を妨げない
q < 40 au の集団。 最後に、私たちのシナリオで 50 天文単位を超える軌道構造は次のようになります。
OSSOS およびその他の傾斜角および近日点分布と合理的に互換性があります。
観察上の制約。 私たちの結果は明らかにOSSOSの準大手とは一致していませんでしたが、
分布に応じて、いくつかの可能な解決策が存在します（たとえば、改善された観察サンプルを考慮すると、
巨大惑星の移動、他の初期条件のテストなどを含むモデル)。 したがって、
KBP モデルは、観測と一致して遠方のカイパー ベルトを説明できる可能性があります。
結論として、KBP シナリオの結果は、まだ発見されていないものの存在を裏付けています。
太陽系のはるか外側にある惑星。 さらに、このシナリオは新たな脅威の存在も予測します。
KBP の摂動によって生成された 150 天文単位を超えたところにある TNO 個体群は、この惑星の存在を示す観測的に検証可能な証拠として機能します。 より詳しい知識は、遠く離れたカイパーベルトの軌道構造は、あらゆる仮説の存在を明らかにするか、除外することができます
太陽系外縁部にある惑星。 KBPの存在は地球に新たな制約を与える可能性もある
木星以遠領域における形成と動的進化。
図 1. 48,060 個の無質量粒子からなる原始散乱円盤の初期状態
粒子。 青いアスタリスクは、セクション 1 で説明した極端な太陽系外縁天体 (TNO) を示します。
表 1 にまとめました。
図 2. 原始散乱円盤が進化した後の制御モデルの最終的な軌道分布
現在の軌道上にある 4 つの巨大な惑星の重力の影響下で 45億年を超えています。~250 天文単位内のいくつかの天体は、強い海王星平均運動での相互作用を介して q > 40 天文単位を取得
明確な q-i 相関をもたらす共鳴 (上のパネル)。 極端な TNO (青いアスタリスク)制御モデルでは軌道を説明できないことを示しています。 このモデルのその他の欠点は、本文で議論されています。
図3. 4.5Gyr以上で原始散乱集団を進化させた後の最終的な軌道構造
4 つの巨大惑星とカイパー ベルト惑星 (KBP) の重力の影響下で m =
1.5 M⊕、a = 250 au、q = 195 au、i = 30 度 制御モデルで得られた結果 (図
2) とこのモデルは、それぞれ黒と赤のシンボルで表されます。 青いアスタリスクは表します
極端なTNO。 KBP の軌道は緑色の四角で示されています。
図4. 4.5Gyr以上で原始散乱集団を進化させた後の最終的な軌道構造
4 つの巨大な惑星と m = 1.5 M⊕、a = 350 au の KBP の重力の影響下で、
q = 195 au、i = 30 度 記号については、図 3 のキャプションで説明されています。
図5. 4.5Gyr以上で原始散乱集団を進化させた後の最終的な軌道構造
4 つの巨大な惑星と m = 2 M⊕、a = 350 au、q の KBP の重力の影響下で
= 195 au、i = 30 度 記号については、図 3 のキャプションで説明されています。
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