跳躍木星場景

跳躍木星場景指定了尼斯模型所描述的巨型行星遷移的演化，其中冰巨星（天王星、海王星或額外的海王星質量行星）被土星向內散射，並被木星向外散射，導致其半長軸跳躍，從而迅速分離其軌道。跳躍木星的設想是由拉蒙·布拉瑟（英語：Ramon Brasser）、亞歷山德羅·莫比代利、羅德尼戈麥斯（英語：Rodney Gomes）、克勒美尼斯·齊加尼斯（英語：Kleomenis Tsiganis）和哈羅德·萊維森（英語：Harold Levison）提出的，因為他們的研究表明，木星和土星的平滑發散遷移導致了與當前太陽系明顯不同的內太陽系。在這次遷移過程中，長期共振席捲了太陽系內部，激發了類地行星和小行星的軌道，也留下了行星軌道的偏心，以及小行星帶有太多的高傾斜度天體。儘管類地行星對它的通過仍然很敏感，木星跳躍場景中描述的木星和土星半長軸的跳躍可以使這些共振快速穿過太陽系內部，而不會過度改變軌道。

木星跳躍的場景也導致了與最初的尼斯模型的許多其它差異。在晚期重轟炸期間，來自小行星帶核心的月球撞擊物的比例顯著降低，大多數木星特洛伊都是在木星與冰巨星相遇時被捕獲的，木星的不規則衛星也是如此。在木星跳躍的情况下，如果早期的太陽系最初包含一個額外的冰巨星，後來被木星拋射到星際空間，那麼在與當前軌道相似的軌道上保留四顆巨行星的可能性似乎會增加。然而，這仍然是非典型的結果，類地行星當前軌道的保存也是如此。

背景

最初的尼斯模型

在最初的尼斯模型中，共振交叉會導致動力學不穩定，從而迅速改變巨行星的軌道。最初的尼斯模型始於巨行星，其軌道幾乎為圓形，結構緊湊。最初，起源於外盤星子的相互作用驅動了巨行星緩慢的發散遷移。這種行星驅動的遷徙一直持續到木星和[土星]]以2:1的比例相互交叉共振。共振交叉激發了木星和土星的偏心率。 增加的離心率對天王星和海王星產生擾動，增加它們的離心率，直到系統變得混亂，軌道開始相交。行星之間的引力相遇將天王星和海王星向外散射到星子盤中。星子盤被破壞，許多星子被散射到行星交叉軌道上。巨行星發散遷移的快速階段開始，並持續到星盤耗盡。這一階段的動態摩擦抑制了天王星和海王星的偏心，穩定了系統。在最初的尼斯模型數值模擬中，巨行星的最終軌道與當前的太陽系相似。

共振行星軌道

尼斯模型的後期版本從一系列共振中的巨行星開始。這一變化反映了早期太陽系的一些流體動力學模型。在這些模型中，巨行星和氣體盤之間的相互作用導致巨行星向中心恆星遷移，在某些情况下成為熱木星。然而，在多行星系統中，如果一顆遷移速度更快的較小行星被外部軌道共振捕獲，這種向內遷移可能會停止或逆轉。大遷徙假說是這種軌道演化的一個例子，該假說假設在共振中捕獲土星後，木星的遷移在1.5天文單位時發生逆轉。土星被捕獲的共振，3:2或2:1的共振，向外遷移的程度（如果有的話）取決於氣體盤的物理性質和行星吸積的氣體量。在這種向外遷移期間或之後，天王星和海王星被捕獲到進一步的共振中，導致了四重共振系統，已經鑒定出幾種穩定的組合。隨著氣體盤的耗散，由於與來自外盤的星子的相互作用，四重共振最終被打破。從這一點開始的演變類似於最初的尼斯模型，在四重共振破裂後不久就開始了不穩定性，或者在星子驅動的遷移驅動行星穿過不同共振的延遲之後。然而，2：1共振並沒有緩慢的接近，因為木星和土星要麼從這種共振開始或在不穩定期間快速穿越它。

後期脫離共振

大質量星子對外盤的攪動可能會引發多共振行星系統的晚期不穩定性。當星子的離心率被冥王星質量物體的引力激發時，巨行星就會向內遷移。即使星子和行星之間沒有相遇，遷移也會發生，這是由星子盤的平均離心率和外行星的半長軸之間的耦合驅動的。由於行星被鎖定在共振中，遷移也導致內部冰巨行星的離心率增加。離心率的增加改變了內部冰巨行星的進動頻率，導致長期共振的交叉。 離心率的增加改變了內部冰巨行星的進動頻率，導致長期共振的交叉。外行星的四重共振可以在其中一次長期共振交叉中被打破。由於之前共振構型中的行星距離很近，引力相遇很快就開始了。這種機制引起不穩定的時間，通常發生在氣體盤擴散後的數億年，與外行星和星子盤之間的距離幾乎完全無關。結合更新的初始條件，這種觸發後期不穩定性的替代機制被稱為尼斯2號模型。

行星與木星相遇

在巨行星遷移過程中，木星和冰巨行星之間的相遇是重現當前太陽系所必需的。在拉蒙·布拉瑟（英語：Ramon Brasser）的三篇系列文章中，亞歷山德羅·莫比代利 (天文學家)（英語：Alessandro Morbidelli），羅德尼·戈麥斯（英語：Rodney Gomes），克萊奧梅尼斯·齊加尼斯（英語：Kleomenis Tsiganis）和哈羅德·萊維森（英語：Harold Levison）分析了巨行星遷移期間太陽系的軌道演化。第一篇文章表明，需要冰巨行星和至少一顆氣態巨行星之間的相遇才能重現氣態巨行星偏心率的振盪。 另外兩個表明，如果木星和土星的軌道經過平滑的行星驅動分離，類地行星的軌道將過於偏心，而太多的星子將具有大傾角的軌道。他們提出，這顆冰巨行星同時遇到了木星和土星，導致它們的軌道迅速分離，從而避免了導致內太陽系軌道激發的長期共振席捲。

激發巨行星偏心率的振盪需要行星之間的相遇。木星和土星有適度的偏心率，它們會異相振盪，當土星達到最小值時，木星達到最大偏心率，反之亦然。沒有共振交叉的巨行星的平滑移動會導致非常小的偏心率。共振交叉激發它們的平均偏心率，2：1的共振交叉再現了木星當前的偏心率，但這些不會產生其偏心率的振盪。重建兩者需要共振交叉和土星與冰巨行星之間的相遇，或者冰巨行星與一顆或兩顆氣態巨行星的多次相遇。

在巨行星的平穩遷移過程中，ν5 長期共振掃過內太陽系，激發了類地行星的偏心率。當行星處於長期共振中時，它們的軌道進動是同步的，保持它們的相對方向和它們之間施加固定的平均扭矩。扭矩在行星之間傳遞角動量，導致它們的偏心率發生變化，如果軌道相對於彼此傾斜，則它們的傾角也會發生變化。如果行星保持在長期共振中或附近，這些變化會累積，導致偏心率和傾角發生重大變化。在ν5長期共振交叉期間，這可能導致類地行星的偏心率被激發，增加的幅度取決於木星的偏心率和長期共振所花費的時間。對於原始的尼斯模型，木星和土星的2：1共振的緩慢接近導致ν5長期共振與火星的相互作用延長，將其偏心率驅動到可能破壞太陽系內部穩定的水準，可能導致行星之間的碰撞或火星的拋射。在尼斯模型的後續版本中，木星和土星在2：1共振之間（或從2：1共振）的發散遷移速度更快，地球和火星附近的ν5共振交叉點很短，因此在某些情況下避免了它們的偏心率的過度激發。然而，金星和水星的離心率明顯高於ν5共振後來穿過它們軌道時觀察到的偏心率。

巨行星在星子驅動的平滑遷移也導致了星子帶的軌道分佈，這與目前的小行星帶不同。當它席捲星子帶時，ν16長期共振激發了小行星的傾角。緊隨其後的是ν6長期共振，它激發了低傾角小行星的偏心率。如果長期共振席捲發生在星子驅動的遷移期間，其時間尺度為500萬年或更長時間，那麼剩餘的星子帶將留下很大一部分傾角大於20°的小行星，這在當前的小行星帶中相對罕見。ν6 長期共振與 3：1 平均運動共振的相互作用也在半長軸分佈中留下了一個未觀察到的突出團塊。所有星子最初都處於低偏心率和傾角軌道上，如果巨行星遷移發生得早，那麼長期共振席捲也會留下太多的高傾角小行星，以及小行星的軌道是否因木星在大遷徙期間的通過而受到激發。

冰巨行星與木星和土星之間的相遇加速了它們軌道的分離，限制了長期共振對類地行星和小行星軌道的影響。為了防止類地行星和小行星軌道的激發，長期共振必須迅速席捲內太陽系。金星的小偏心率表明，這發生在不到150,000年的時間尺度上，比行星驅動的遷移要短得多。然而，如果木星和土星的分離是由與冰巨行星的引力相遇驅動的，那麼長期的共振席捲在很大程度上是可以避免的。這些相遇必須推動木星與土星週期的比率迅速從低於2.1到超過2.3，這是長期共振交叉發生的範圍。因為提出了一個類似的過程來解釋一些系外行星的偏心軌道，巨行星軌道的這種演變被命名為跳躍木星場景。

描述

跳躍-木星場景用一系列跳躍取代了木星和土星的平滑分離，從而避免了長期共振在內太陽系的席捲，因為它們的週期比從2.1跨越到2.3。在跳躍木星的場景中，一顆冰巨行星被土星向內散射到穿越木星的軌道上，然後被木星向外散射。土星的半長軸在第一次引力相遇中增加，木星在第二次引力相遇時減少，最終結果是它們的週期比增加。在數值模擬中，這個過程可能要複雜得多：雖然木星和土星的軌道是分開的趨勢，但根據相遇的幾何形狀，木星和土星的半長軸的單個跳躍可以是上和下的。除了與木星和土星的多次相遇外，這顆冰巨行星還會遇到其他冰巨行星，在某些情況下還會穿越小行星帶的重要部分。引力相遇發生在 10,000〜100,000 年的時間裡，當與小行星盤的動態摩擦抑制了冰巨行星的偏心率，將其近日點抬高到土星軌道之外時結束；或者當冰巨行星被拋出太陽系時。跳躍木星的場景發生在尼斯模型的數值模擬子集中，包括為原始尼斯模型論文所做的一些模擬。當土星與冰巨行星的初始距離小於3AU時，土星將冰巨行星散射到穿越木星的軌道上的機會增加，並且具有 35-地球質量（原始尼斯模型中使用的小行星帶質量）的小行星帶，通常會導致冰巨星的拋射。

第五顆巨行星

主条目：五行星尼斯模型

在模擬中，這顆巨行星經常與木星相遇，這導致一些人提出，早期的太陽系始於五顆巨行星。在跳躍木星場景的數值模擬中，冰巨行星在與木星和土星的引力相遇後，經常被拋射，使得以四顆巨行星開始的行星系統只留下三顆。儘管從一個更高質量的星子盤開始，人們發現小圓盤可以穩定四顆行星的系統，但在冰巨行星與木星相遇後，大質量的圓盤要麼導致木星和土星過度遷移，要麼通過阻尼偏心度來封鎖這些相遇。這個問題導致David Nesvorný從五顆巨行星開始研究行星系統。在進行了數千次模擬後，他報告說，從五顆巨行星開始的模擬再現外行星當前軌道的可能性是其它行星數量的10倍。Nesvorny和Alessandro Morbidelli的後續研究尋求了能够再現四顆外行星的半長軸、木星離心率以及木星和土星週期比從<2.1跳到>2.3的初始共振配置。雖然只有不到1%的最佳四行星模型符合這些標準，但大約5%的最佳五行星模型被認為是成功的，但其中木星的離心率最難再現。康斯坦丁·貝蒂金和麥克·布朗的另一項研究發現，在最佳初始條件下，從四到五顆巨行星開始複製當前外太陽系的可能性相似（4%對3%）。他們的模擬不同之處在於，星子盤靠近外行星，導致在行星相遇之前有一段時間的遷移。標準包括再現木星和土星離心率的振盪，海王星離心率超過0.2的時期，在此期間，熱的傳統古柏帶天體被捕獲，以及原始冷的傳統古柏帶的保留，但不是木星和土星週期比的跳躍。他們的研究結果還表明，如果海王星的離心率超過0.2，那麼保留一條寒冷的傳統帶可能需要在10,000年內將這顆冰巨行星噴出。

不穩定前的海王星遷移

海王星在行星相遇之前遷移到星子盤，這使木星能够保持顯著的離心率，並在第五顆冰巨行星噴出後限制其遷移。木星的離心率是由與這顆冰巨行星的共振交叉和引力相遇激發的，並因與星子盤的長期摩擦而受到阻尼。當行星的軌道突然改變時，就會發生長期摩擦，並導致星子軌道的激發，以及隨著系統的鬆弛，行星的離心率和傾角减小。如果引力相遇是在行星離開多共振構型後不久開始的，那麼木星的離心率就會很小。然而，如果海王星首先向外遷移，破壞了星子盤，它的質量就會减少，星子盤的偏心度和傾角也會受到激發。當行星相遇之後由共振交叉觸發時，這會减少長期摩擦的影響，從而保持木星的離心率。較小的星子盤質量也減少了木星和土星在第五顆行星噴出後的發散遷移。這可以使木星和土星的週期比在行星相遇期間躍升超過2.3，而不會在星子盤被移除後超過當前值。儘管外行星軌道的這種演變可以複製當前的太陽系，但這並不是尼斯2號模型中以外行星和星子盤之間的顯著距離開始的模擬的典型結果。如果星子盤的內緣距離海王星軌道2天文單位以內，那麼在行星相遇開始之前，海王星可能會延長遷移到星子盤的時間。這種遷移在原行星盤消散後不久開始，導致早期不穩定，如果巨行星以3:2、3:2、2:1、3:2的共振鏈開始，這種遷移很可能發生。

如果海王星首先經歷了一次緩慢的塵埃驅動向更遠的星子盤遷移，則可能會發生後期的不穩定。一個五行星系統要想在4億年內保持穩定，星子盤的內緣必須比海王星的初始軌道超出幾個天文單位。星子盤中的星子之間的碰撞產生了碎片，這些碎片在碰撞級聯中被研磨成塵埃。由於坡印廷-羅伯遜阻力，塵埃向內漂移，最終到達巨行星的軌道。與塵埃的引力相互作用導致巨行星在氣體盤耗散約1,000萬年後逃離共振鏈。引力相互作用導致行星緩慢的塵埃驅動遷移，直到海王星接近圓盤的內緣。隨後，由星子驅動的海王星更快地遷移到圓盤中，直到行星的軌道在共振交叉後不穩定。塵埃驅動的遷移需要7〜22個地球質量的塵埃，這取決於海王星軌道和塵埃盤內緣之間的初始距離。隨著行星遇到的塵埃數量的减少，塵埃驅動的遷移速度會隨著時間的推移而减慢。因此，不穩定的時間對控制灰塵產生速率的因素很敏感，例如星子的尺寸分佈和强度。

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