Sterrekunde

Stabiliteit van sonnestelsel

Stabiliteit van sonnestelsel


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

My vraag is eenvoudig:

Is die sonnestelsel stabiel?

U kan hierdie Wikipedia-bladsy sien.
Wysig: Jammer, want ek dink my vraag gaan meer oor wiskunde en klassieke meganika van planete op 'n miljard jaar skaal, eerder as sterrekunde. Maar ek dink dit is ons fortuin dat die aarde die afgelope miljard jaar gelede nie gedoem is nie, en dit is moontlik dat ons minder as 8 planeetjies sal hê voordat die son in die wiele sal ry.


Die wikipedia-bladsy waarna u gekoppel het, vertel u dat die sonnestelsel swaartekragtig 'chaoties' is, deels omdat die massa van die son nie mettertyd vasgestel is nie.

Maar selfs eenvoudiger as dit, net om op die swaartekrag te fokus (die verlies aan sterelmassa, ens.), Is die sonnestelsel 'n probleem met die N-liggaam. Ons het 8 planete, 'n son en miljoene asteroïdes, komete, en wie weet hoeveel individuele deeltjies swaartekragtig aan ons son gebind is (plus die wat so te sê nie deur die omgewing gaan nie). As u meer as twee liggame het, is die oplossing vir die N-liggaamsprobleem onstabiel. Wat dit beteken, is dat ons die N-liggaamsprobleem met data $ D $ (die "aanvanklike toestande" of 'n perfekte beskrywing van die toestand van die stelsel op 'n spesifieke tydstip) beskryf. Met 'n gegewe volledige datastel is die (Newtonse) gravitasie-evolusie van die stelsel heeltemal bepaal (maar so moeilik om dit te doen, kan ons dit slegs benader). Wat onstabiliteit hier beteken, is dat as ons 'n ander datastel $ D '$ het wat net 'n bietjie verskil van $ D $, dan sal die verskille tussen die evolusie van $ D $ en $ D' $ eksponensieel groot word genoeg tydskale. Wat nou na geringe verskille kan lyk, sal op die langtermyn daartoe lei dat die sonnestelsels radikaal anders lyk.

Aangesien al ons waarnemings nooit presiese waardes kan gee nie, maar slegs 'n reeks waardes, is daar noodwendig 'n bietjie onsekerheid oor die presiese gravitasietoestand van ons sonnestelsel. Ons het baie swak data oor die presiese asteroïde- en komeetinhoud van ons sonnestelsel, en selfs planetêre data het beduidende foutmarges. Dit alles beteken dat daar baie regverdigbare optredes vir die data $ D $ is, wat elk met 'n klein hoeveelheid van elkeen verskil. Maar as gevolg van die onstabiliteit, sal hierdie data uiteindelik radikale verskillende toekoms van mekaar lewer. Tans kan ons die evolusie van die sonnestelsel net tot 'n paar miljoen jaar voorspel (die presiese waarde wat aangedui word, kan baie wissel, afhangende van hoe u die Lyapunov-tyd bepaal en bereken). Daarna word die evolusiespore so uiteenlopend dat ons nie regtig kan sê dat ons iets anders voorspel as "dit sal beslis iets doen nie".

Op die een of ander manier is dit tans vir ons onmoontlik om duidelike bewerings te maak oor hoe die sonnestelsel op 'n tydskaal van miljarde jare sal lyk. Miskien sal al 8 planete nog daar wees; miskien sal hul bane baie dieselfde wees, maar miskien het hulle baie verskillende bane; miskien is daar verskeie planete uit die sonnestelsel uitgestoot. Ons kan hoogstens 'n paar dinge waarneem wat daartoe lei dat sekere voorwerpe waarskynlik die grootste verandering ondergaan. Byvoorbeeld, dit lyk asof Jupiter en Mercurius tans 'n sekere baanresonansie het wat uiteindelik daartoe kan lei dat Mercurius 'n beduidende baanverandering ondergaan. Dit kan uiteindelik veroorsaak dat dit met 'n ander planeet of die son bots, of dat dit heeltemal uit die sonnestelsel gestoot word. Maar miskien sal dit nie. Dit is moeilik om te sê.


Ons sonnestelsel sal gouer verbrokkel as wat ons gedink het

Maar moenie bekommerd wees nie, dit is nog miljarde en miljarde jare weg.

Alhoewel die grond onder ons voete (meestal) solied en gerusstellend voel, duur niks in hierdie heelal vir ewig nie.

Eendag sal ons son sterf en 'n groot deel van sy massa uitstoot voordat die kern in 'n wit dwerg krimp en geleidelik hitte lek totdat dit niks meer as 'n koue, donker, dooie rots is nie, duisend biljoen jaar later.

Maar die res van die sonnestelsel sal dan lankal verby wees. Volgens nuwe simulasies sal enige oorblywende planete net 100 miljard jaar neem om oor die sterrestelsel te skuif en die sterwende son ver agter te laat.

Sterrekundiges en natuurkundiges probeer al ten minste honderde jare die uiteindelike lot van die Sonnestelsel uitdink.

"Die begrip van die langtermyn-dinamiese stabiliteit van die sonnestelsel is een van die oudste aspekte van astrofisika, en word teruggevoer na Newton self, wat bespiegel het dat onderlinge interaksies tussen planete uiteindelik die stelsel onstabiel sou dryf," skryf sterrekundiges Jon Zink van die Universiteit van Kalifornië, Los Angeles, Konstantin Batygin van Caltech en Fred Adams van die Universiteit van Michigan in hul nuwe referaat.

Maar dit is baie lastiger as wat dit lyk. Hoe groter die aantal liggame wat by 'n dinamiese stelsel betrokke is, met mekaar in wisselwerking is, hoe ingewikkelder word die stelsel en hoe moeiliker is dit om te voorspel. Dit word die N-liggaamsprobleem genoem.

As gevolg van hierdie ingewikkeldheid is dit onmoontlik om deterministiese voorspellings te maak oor die wentelbane van voorwerpe van die sonnestelsel wat sekere tydskale bereik het. Meer as vyf tot tien miljoen jaar vlieg sekerheid by die venster uit.

Maar as ons kan uitvind wat met ons sonnestelsel gaan gebeur, sal dit ons iets vertel oor hoe die heelal kan ontwikkel, op tydskale wat baie langer is as die huidige ouderdom van 13,8 miljard jaar.

In 1999 het sterrekundiges voorspel dat die sonnestelsel gedurende 'n tydperk van minstens 'n miljard miljard - dit is 10 ^ 18, of 'n kwintiljoen jaar - stadig uitmekaar sou val. Dit is hoe lank dit sou neem, het hulle bereken vir wentelende resonansies van Jupiter en Saturnus om Uranus te ontkoppel.

Volgens Zink se span het hierdie berekening egter 'n paar belangrike invloede uitgelaat wat die sonnestelsel vroeër kan ontwrig.

Oor ongeveer 5 miljard jaar, wanneer dit sterf, sal die son opwel tot 'n rooi reus wat Mercurius, Venus en die aarde verswelg. Dan sal dit byna die helfte van sy massa uitstoot, in sterrewinde in die ruimte weggeblaas word; die oorblywende wit dwerg sal ongeveer 54 persent van die huidige sonmassa wees.

Hierdie massaverlies sal die swaartekrag van die son op die oorblywende planete, Mars en die buitenste gas- en ysreuse, Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus, verswak.

Tweedens, aangesien die sonnestelsel om die galaktiese middelpunt wentel, moet ander sterre ongeveer een keer in die 23 miljoen jaar naby die planete se wentelbane kom.

"Deur rekenskap te gee van sterre massaverlies en die inflasie van die baan om die buitenste planeet, sal hierdie ontmoetings invloedryker word," het die navorsers geskryf.

"Gegewe genoeg tyd, sal sommige van hierdie vlieëvliegtuie naby genoeg wees om die oorblywende planete te ontkoppel of te destabiliseer."

Met hierdie addisionele invloede wat in hul berekeninge verreken is, het die span 10 N-liggaamsimulasies vir die buitenste planete uitgevoer (deur Mars uit te laat om die berekeningskoste te bespaar, aangesien die invloed daarvan weglaatbaar sou wees) deur die kragtige Shared Hoffman2 Cluster te gebruik. Hierdie simulasies is in twee fases verdeel: tot aan die einde van die son se massaverlies en die fase wat daarna volg.

Alhoewel tien simulasies nie 'n sterk statistiese steekproef is nie, het die span gevind dat 'n soortgelyke scenario elke keer afspeel.

Nadat die son sy evolusie in 'n wit dwerg voltooi het, het die buitenste planete 'n groter wentelbaan, maar bly dit steeds relatief stabiel. Jupiter en Saturnus word egter vasgevang in 'n stabiele 5: 2-resonansie - vir elke vyf keer wentel Jupiter om die son, Saturnus wentel twee keer (daardie uiteindelike resonansie is al baie keer voorgestel, nie die minste deur Isaac Newton self nie).

Hierdie uitgebreide wentelbane, sowel as die kenmerke van die planetêre resonansie, maak die stelsel meer vatbaar vir versteurings deur sterre wat verbygaan.

Na dertig miljard jaar verstrengel sulke sterreversteurings die stabiele wentelbane in chaotiese, wat vinnig verlies van die planeet tot gevolg het. Almal behalwe een planeet ontsnap uit hul wentelbane en vlug as skelm planete die sterrestelsel in.

Daardie laaste, eensame planeet hou nog 50 miljard jaar vas, maar die lot daarvan is verseël. Uiteindelik word dit ook deur die swaartekrag-invloed van verbygaande sterre losgeslaan. Uiteindelik is die sonnestelsel 100 miljard jaar nadat die son in 'n wit dwerg verander het, nie meer nie.

Dit is 'n aansienlik korter tydsraamwerk as wat in 1999 voorgestel is. En volgens die navorsers, is dit afhanklik van die huidige waarnemings van die plaaslike galaktiese omgewing, en skatting van sterre-vlieg, wat albei kan verander. Dit is dus geensins in klip gegraveer nie.

Al is die berekeninge van die tydlyn van die afsterwe van die sonnestelsel wel, is dit nog steeds baie miljarde jare weg. Die waarskynlikheid dat die mensdom lank genoeg sal oorleef om dit te sien, is skraal.

Die navorsing is gepubliseer in Die Astronomiese Tydskrif.

Hierdie artikel is oorspronklik gepubliseer deur WetenskapAlert. Lees die oorspronklike artikel hier.


Hierdie referaat is 'n samevatting van 'n sessie wat aangebied is tydens die derde jaarlikse Japanese & # x02013American Frontiers of Science-simposium, gehou op 22 September & # x0201324, 2000, in die Arnold en Mabel Beckman-sentrum van die National Academies of Science and Engineering in Irvine, CA.

& # x000b6 Vir die oorweging van dinamiese stabiliteit van twee massaplanete m1 en m2, orbitale radius a1 en a2, 'n natuurlike eenheid van skeiding is hul onderlinge Heuwelradius (na die 19de eeuse wiskundige, G. W. Hill), gedefinieer deur


Die aarde se stabiliserende maan kan uniek wees binne die heelal

Nuwe simulasies toon dat die Aarde se maan nie net uniek in die sonnestelsel is nie, maar dat dit ook skaars in die heelal kan voorkom.

Navorsing toon dat minder as tien persent van die aardplanete 'n satelliet het wat groot genoeg is om die stabiliteit te bied wat die lewe nodig het om te ontwikkel.

Die aarde draai om sy wentelas en verander sy hoek na die son - sy skuinsheid - in die loop van duisende jare met iets meer as 'n mate. Hierdie klein verskille is betekenisvol genoeg om die ystydperk te laat afloop. [10 coolste maan-ontdekkings]

Die maan word al lank erken as 'n beduidende stabiliseerder van die aarde se wentelas. Daarsonder het sterrekundiges voorspel dat die kanteling van die aarde tot 85 grade kan wissel. In so 'n scenario sou die son gedurende 'n paar miljoen jaar van direk oor die ewenaar na direk oor die pole swaai, 'n verandering wat dramatiese klimaatsverskuiwings tot gevolg kon hê.

Sulke verskuiwings kan die ontwikkeling van die lewe beïnvloed.

Vorming van die maan

Soos dit is, is die aarde se maan uniek in die sonnestelsel. Die verhouding van planeet-tot-maan-massa is ongeveer honderd keer groter vir die Aarde as soortgelyke vergelykings met die mane van Mars. [Ons sonnestelsel: 'n fototoer van die planete]

Die groot verskil spruit uit die vorming van die mane. Die ander planete in die sonnestelsel het swaartekrag gebruik om vryswewende liggame vas te vang. Maar die aarde se maan is geskep toe 'n Mars-grootte liggaam op die jong planeet toeslaan. Swaartekrag het die puin vasgevang toe dit in die ruimte versprei en mettertyd het die materiaal uiteindelik in 'n satelliet gevou.

In 'n artikel wat in die vaktydskrif Icarus gepubliseer moet word, het 'n span sterrekundiges onder leiding van Sebastian Elser van die Universiteit van Zürich die gebeure in die vroeë sonnestelsel gemodelleer om te bepaal hoe onwaarskynlik so 'n botsing kan wees.

Die skepping van 'n maan per impak hang aansienlik af van die eienskappe van die voorwerp wat op die planeet neerstort. Eerstens moet dit relatief groot wees en net ongeveer tien persent van die massa sal bly vashou om 'n maan te vorm na die botsing. Dit hang ook af van die voorwerp se spoed en as dit die planeet saggies stamp, is dit minder geneig om die energie te hê wat die stelsel benodig.

Klein mane sal maklik vorm, met 'n onmiddellike uitwerking op die draai van die planeet. Maar sommige kan die planeet binnedring, terwyl ander vinnig die baan kan verlaat. Nog ander kon hulself heeltemal uitgeskop vind.

'N Chaotiese vroeë sonnestelsel

Die vroeë sonnestelsel was baie dinamies en gevul met botsings. Gedurende hierdie tyd kan 'n stabiliserende, aarde-agtige maan vorm, net om uit die baan geslaan te word deur die volgende liggaam wat in die stelsel ploeg.

"Veelvuldige impakte kan ... bestaande satelliete vernietig," het Elser in 'n e-posonderhoud aan SPACE.com gesê.

Om 'n permanente deel van die stelsel te word, moet 'n botsende liggaam die laaste groot impak wees. Terwyl rotse en puin die stelsel kan bly tref, moet hulle klein wees om nie die nuutgevormde maan uit te stoot nie.

Nadat die gewelddadige vormingsperiode geëindig het, het die navorsers se simulasie 180 planete getoon, waarvan die helfte by 'n maan beland het. Maar die meeste van hierdie satelliete was te klein om met ons Aarde-Maan-stelsel te vergelyk. Slegs vyftien pare - ongeveer agt persent - lyk soos ons unieke planeetstelsel.

Hoeveel van die vorming van die lewe afhanklik is van 'n groter as normale maan, is nog steeds 'n kwessie van debat. Maar sterrekundiges is geneig om stelsels te soek wat ons eie herhaal, want dit is die een soort stelsel waarin die lewe beslis gevorm het.

Op grond van hierdie nuwe navorsing kan sulke stelsels min wees.


Stabiliteit van sonnestelsel - Sterrekunde

Ons sonnestelsel bestaan ​​uit 'n ster (gemiddeld in grootte en helderheid) wat ons die Son noem, die planete (in volgorde van hul afstand tot die son) Mercurius, Venus, Aarde, Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus en Kuiper-gordel voorwerpe (bv. dwergplanete soos Pluto), die satelliete of mane van die planete, talle komete, asteroïdes, meteoroïede en die interplanetêre medium.

Die planete en die meeste satelliete van die planete en die asteroïdes draai om die son in dieselfde rigting (linksom), in byna sirkelvormige wentelbane (ellipses, maar naby sirkels). As ons van bo die son se noordpool afkyk, wentel die planete linksom. 'N Nuwe klas dwergplanete is in 2006 bygevoeg. Hierdie voorwerpe word meestal in die Asteroïde- en Kuipergordel aangetref.

Die planete wentel om die son in of naby dieselfde vlak, wat ekliptika genoem word. Pluto is 'n spesiale dwergplaneet deurdat sy baan die meeste geneig is (18 grade) en die hoogste elliptiese van al die planete.

Die son bevat 99,85% van alle materie in die sonnestelsel. Die planete, wat uit dieselfde skyf materiaal wat die son gevorm het, gekondenseer het, bevat slegs 0.135% van die massa van die sonnestelsel. Jupiter bevat meer as twee keer die saak van al die ander planete saam.

Die vier primêre aardse wêrelde is die binneste planete in die sonnestelsel, Mercurius, Venus, Aarde en Mars. Daar is nog 8 ander aardse wêrelde: die Maan, Io, Europa, Ganymedes, Callisto (die vier Galilese mane), Titan ('n maan van Saturnus), Triton ('n maan van Neptunus) en Pluto.

Hulle word landelik genoem omdat hulle 'n kompakte, rotsagtige oppervlak soos die aarde het en bolvormig is. Die ander mane is nie bolvormig nie en is meer asteroïedagtig (dws onreëlmatig). Venus, Aarde, Mars en Titan het 'n beduidende atmosfeer, die res is min tot nul.

Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus staan ​​bekend as die Joviese (Jupiter-agtige) planete, want hulle is almal dieselfde in grootte en struktuur, dit wil sê reusagtig in vergelyking met die Aarde (die Aarde is regs onder in die hoek hierbo) en het 'n vaste, gasagtige aard.

Daar word ook na die Joviese planete verwys as die gasreuse, alhoewel almal klein halfvaste kerne onder hul dik atmosfeer het.

'N Planeet draai om die son. 'N Maan of satelliet draai om 'n planeet. Die term planeet of maan word nie gekies volgens massa of grootte van die liggaam nie (byvoorbeeld, Titan, 'n maan van Saturnus, is groter as Mercurius).

Die rewolusietydperk van 'n planeet word bepaal deur tydsberekening en astrometrie (die wetenskap om sterre- en planetêre posisies te meet). Rotasietydperke word deur een van hulle bepaal

  1. tydsberekening oppervlak funksies
  2. tydsberekening van wolke en atmosferiese elemente
  3. weerkaats sonlig (ligkrommes)
  4. Doppler-radarmetings van planeetledemate

Inligting oor die planete word verkry deur:

  • fotometrie -> temperature, oppervlakkenmerke, albedo
  • spektroskopie -> chemiese samestelling
  • radar kartering -> oppervlak topologie
  • ruimtesondes -> analiseer, meet, meet, magnetiese velde

Enige model van die vorming van sonnestelsels moet die volgende feite verduidelik:

  1. Al die wentelbane van die planete is progressief (d.w.s. as dit van bo die Noordpool van die son gesien word, draai hulle almal linksom).
  2. Al die planete het wentelvlakke wat met minder as 6 grade ten opsigte van mekaar skuins is (dit wil sê almal in dieselfde vlak).
  3. Al die planete het lae eksentrisiteite.
  4. Alle planete het progressierotasie behalwe Venus en Uranus.

Ander besonderhede vir enige vormingsteorie:

T = rotsagtig en klein J = gasvormig en groot

Enige teorie oor die vorming van sonnestelsels moet die volgende eienskappe verklaar en waarom die planete in twee soorte geskei word

Algemene elemente / verbindings in die sonnestelsel:

Die mees algemene elemente op elke planeet vertel ons iets oor die vorming en evolusie daarvan. Klein planete het byvoorbeeld swaartekragvelde wat te swak is om ligelemente soos H en He in stand te hou. Joviese wêrelde is koud en het baie verbindings as ys eerder as gas of vloeistowwe.

Let daarop dat die heelal meestal H en Hy is (soos die son), dus is die planete baie * anders as * die chemiese samestelling van die heelal in die algemeen.


PLANETPLANET

Die uiteindelike retrograde sonnestelsel

Welkom by die Building the Ultimate Solar System-reeks oor die bou van planetêre stelsels met soveel lewensdraende wêrelde as moontlik. Hierdie boodskap bied 'n nuwe & # 8220ninja-beweging aan om die planetêre stelsel te verdig en stelsels te bou met meer planete in die bewoonbare sone.

Vertel die waarheid. Toe jy die woord sien retrograde het u in die titel van hierdie pos gedink dat ek sou skryf oor & # 8220retro & # 8221 planete met snaakse haarstyle of disko-klere dra? Dit sou wonderlik wees, sou dit nie? Miskien volgende keer & # 8230

Ek het afgekom op 'n eenvoudige manier om die Ultimate Solar System op te skerp. En deur te val, bedoel ek, het ek ontdek dat iemand anders dit uitgevind het. En ek het dit geneem.

Dit is 'n bietjie tegnies, so laat ons & # 8217; s om die basiese beginsels. Twee planete wentel om dieselfde ster. As die wentelbane ver van mekaar af is, is die opstelling stabiel omdat die planete mekaar nie te sterk voel nie. As die wentelbane te naby aan mekaar is, gee die planete mekaar klein gravitasiekoppe wat optel. Met verloop van tyd verander hierdie skoppe die vorms van die planete en # wentelbane. Uiteindelik kruis die planete en 'n baan en die twee planete bots of veroorsaak ten minste 'n groot ordening van die stelsel en 'n baan. Nie stabiel nie.

Daar is 'n stabiliteitsperk. Twee wentelbane nader aan die stabiliteitsperk is onstabiel. 'N Sentrale doel van die bou van die ultieme sonnestelsel is om planetêre stelsels te skep wat net 'n bietjie wyer is as die stabiliteitsperk. Dit maksimeer die aantal planete wat in 'n bepaalde gebied kan pas. Die gebied waarvoor ons omgee, is die bewoonbare sone, waar planete vloeibare water op hul oppervlaktes kan hê.

Maar daar is 'n draai. Dit blyk dat die stabiliteitsperk slegs van toepassing is op normaal planetêre stelsels. Stelsels waarin al die planete in dieselfde rigting om die ster wentel.

In 'n groot referaat uit 2009 toon Smith en Lissauer aan dat daar 'n ander stabiliteitslimiet is vir stelsels waarin die helfte van die planete in die teenoorgestelde rigting om die ster wentel. In daardie geval is die stabiliteitslimiet nader, dus kan planetêre stelsels kompakter wees.

Dit maak 'n groot verskil. U kan ongeveer twee keer soveel planete in 'n bepaalde stuk vaste eiendom inpas. Die vereiste is eenvoudig dat elke ander planeet in die teenoorgestelde rigting moet wentel. Dus, planete 1, 3, 5 en 7 wentel die ster in die kloksgewyse rigting, en planete 2, 4, 6 en 8 wentel linksom.

Neem aardmassaplanete wat om 'n ster soos die son wentel. Op progressiewe wentelbane pas 4 Aarde binne die bewoonbare sone. Vir afwisselende progressiewe en retrograde wentelbane pas 8 Aarde.

Bane van aardmassaplanete verpak in die bewoonbare sone (in die skaduwee) van 'n ster soos die son. In die stelsel aan die linkerkant wentel al vier planete in dieselfde rigting. In die stelsel aan die regterkant kan agt planete binne die bewoonbare sone pas deur die rigting waarop hulle om die ster wentel af te wissel (planete op blou wentelbane gaan linksom en dié op rooi wentelbane).

Laat ons dit gebruik om Ultimate Solar System 1. Dit is die een met 'n bietjie kleiner planete as die aarde en geen reuse-planete met mane nie. Dit is hoe dit lyk:

Ons eerste ultieme sonnestelsel. Elke baan om die ster (dik grys lyn) bevat twee pare binêre Aarde in 'n ko-orbitale (Trojaanse) opset. Kyk hier vir besonderhede oor die konstruksie daarvan.

Die planete is almal 'n halwe aardmassa en daar is 6 wentelbane in die bewoonbare sone. Elke baan het twee stelle binêre Aarde, geskei deur 60 grade op dieselfde baan. Hierdie opstelling is miljarde jare stabiel en plaas 24 bewoonbare wêrelde in die bewoonbare sone van 'n enkele ster. Nie te sleg nie.

[Ons gaan nie met Ultimate Solar System 2 mors nie, want die spasie van die een is gebou op resonansies (ander verhaal).]

Laat ons Ultimate Solar System 1 aanpas op grond van wat ons geleer het oor retrograde wentelbane.

Dit is eenvoudig. Tussen elke stel wentelbane van Ultimate Solar System 1 kan ons 'n ander baan plaas, solank dit in die teenoorgestelde rigting om die ster gaan. En daar is geen rede dat ons nie dieselfde paar binêre Aarde op elke retrograde baan kan plaas nie. Ons uiteindelike retrograde sonnestelsel lyk soos volg:

Die uiteindelike retrograde sonnestelsel. Planete is 'n halwe aardmassa. Daar is 12 stelle wentelbane in die bewoonbare sone: 6 op progressiewe (grys) bane en 6 op retrograde (bruin) bane wat in die teenoorgestelde rigtings om die ster gaan. Elke wentelbaan het vier planete: twee pare binêre Aarde wat deur die baan met 60 grade geskei word (in die stabiele Lagrange L4 / L5-punte)

Ons het basies net twee eksemplare van Ultimate Solar System 1 geneem, een daarvan op retrograde wentelbane gegooi en die twee saam vasgemaak. Nou is daar 48 planete in die bewoonbare sone in plaas van net 24! Boom!

Die enigste nadeel van ons retrograde opset is filosofies. Tot op hierdie stadium gebeur alles in die Ultimate Solar System vanself. Daar is dig gepakte planetêre stelsels. Gasreuseplanete het regtig groot mane, sowel as Trojaanse metgeselle (wel, asteroïdes, alhoewel ons dink dat Trojaanse planete moet bestaan). En ons weet van ingewikkelde groepe van baie sterre wat saamgebind is. Dit is natuurlik onwaarskynlik dat al hierdie dinge gelyktydig op 'n optimale manier sal gebeur, maar nie onmoontlik nie.

Met die Retrograde Ultimate Sonnestelsel swem ons nou in onmoontlike waters. Twee planete kan in dieselfde rigting om dieselfde ster wentel, maar slegs as hul wentelbane wyd geskei is. Ek weet nie van enige manier waarop die natuur 'n stelsel van styf verpakte planete kan produseer met elke stel planete wat in die teenoorgestelde rigting van sy onmiddellike bure wentel nie.

Dit beteken dat die Ultimate Retrograde Solar System ontwerp moet word. Opsetlik geskep deur sommige baie intelligente en kragtige wesens.

En as hierdie wesens 'n sonnestelsel ontwerp, kan hulle dinge nog verder neem. Die volgende Ultimate Solar System-pos sal wys hoe diep hierdie haasgat is & # 8230. (dit is dieper)


Applegate, J.H., Douglas, M.R., Gursel, Y., Sussman, G.J. en Wisdom, J .: 1986, "Die sonnestelsel vir 200 miljoen jaar, ' Astron. J. 92, 176–194

Arnold V.: 1963x, bewys van Kolmogorov se stelling oor die behoud van kwasi-periodieke bewegings onder klein versteuring van die Hamilton, Rus. Wiskunde. Oorlewing 18, N6 9–36

Arnold, V. I .: 1963b, 'Klein noemers en probleme van stabiliteit van beweging in klassieke hemelmeganika,' Russiese wiskunde. Opnames, 18, 6, 85–193

Bretagnon, P .: 1974, Termes a longue périodes dans le système solaire, Astron. Astrofis 30 341–362

Brumberg, V.A., Chapront, J .: 1973, Konstruksie van 'n algemene planetêre teorie van die eerste orde, Cel. Mech. 8 335–355

Carpino, M., Milani, A. en Nobili, A.M .: 1987, Langtermyn numeriese integrasies en sintetiese teorieë vir die beweging van die buitenste planete, Astron. Astrofis 181 182–194

Celletti, A .: 1990x, Analise van resonansies in die wentelbaanprobleem in hemelmeganika: die sinchrone resonansie (Deel I), J. Toepassing Wiskunde. Fis. (ZAMP) 41 174–204

Celletti, A .: 1990b, Analise van resonansies in die wentelbaanprobleem in hemelse meganika: hoër orde resonansies en enkele numeriese eksperimente (Deel II), J. Toepassing Wiskunde. Fis. (ZAMP) 41 453–479

Chirikov, B.V .: 1979, 'n universele onstabiliteit van baie dimensionele ossillatorsisteme, Fisikaverslae 52 263–379

Chirikov, B.V., Vecheslavov, V.V .: 1989, Chaotiese dinamika van komeet Halley, Astron. Astrofis. 221, 146–154

Cohen, C.J., Hubbard, E.C., Oesterwinter, C .: 1973 ,, Astron. Vraestelle Am. Ephemeris XXII 1

Colombo, G .: 1966, Astron. J., 71, 891–896

Dermott, S.F., Murray, C. D .: Aard van die Kirkwood-gapings in die asteroïdale gordel, Aard, 301, 201–205

Dobrovolskis, A.R .: 1980, Atmosferic Tides and the Rotation of Venus JI.Spin Evolution, Ikarus, 41, 18–35

Dones, L., Tremaine, S .: 1993a, Waarom draai die aarde vorentoe ?, Wetenskap 259 350–354

Dones, L., Tremaine, S .: 1993b, Oor die oorsprong van planetêre draai, Ikarus 103 67–92

Dumas, H. S., Laskar, J .: 1993, Global Dynamics and Long-Time Stability in Hamiltonian Systems via Numerical Frequency Analysis, Fis. Ds Lett. 70, 2975–2979

Duncan, M., Quinn, T., Tremaine, S .: 1988, The origin of short period comets Astrophys. J. Lett, 328, L69-L73

Duncan, M., Quinn, T., Tremaine, S .: 1989, Die langtermyn evolusie van wentelbane in die sonnestelsel: 'n karteringsbenadering Ikarus, 82, 402–418

Duriez, L .: 1979, Approche d'une théorie générale planétaire en variable elliptiques héliocentriques, hierdie Lille

Farinella, P., Froeschlé, Ch., Gonczi, R .: 1993, Meteoriete uit die asteroïde 6 Hebe, Cel. Mech. 56 287–305

Farinella, P., Froeschlé, C., Gonczi, R .: 1994, Meteoriet aflewering en vervoer, in Symposium IAU 160, A. Milani, M. Di Martino, A. Cellino, reds, 205–222, Kluwer, Dordrecht

Fernández, J.A .: 1980, oor die bestaan ​​van 'n komeetgordel anderkant Neptunus, Ma. Nie. Roy. AStron. Soc., 192, 481–492

Fernández, J.A .: 1994, Dinamika van komete: onlangse verwikkelinge en nuwe uitdagings, in Symposium IAU 160, A. Milani, M. Di Martino, A. Cellino, reds, 223–240, Kluwer, Dordrecht

Ferraz-Mello, S .: 1994, Kirkwood gapings en resonante groepe, in Symposium IAU 160, A. Milani, M. Di Martino, A. Cellino, eds, 175–188, Kluwer, Dordrecht

Froeschlé, C., Scholl, H .: 1977 'n Kwalitatiewe vergelyking tussen die sirkelvormige en elliptiese Sun-Jupiter-asteroïedprobleem by versoenbaarheid Astron. Astrofis. 57, 33–59

Froeschlé C. Gonzci R., 1988, oor die stogastisiteit van Halley soos komete, Cedes. Mech. 43, 325–330

Giorgilli A., Delshams A., Fontich, E., Galgani L., Simo C .: 1989, Effektiewe stabiliteit vir 'n Hamilton-stelsel naby 'n elliptiese ewewigspunt, met 'n toepassing op die beperkte drie-liggaamsprobleem, J. Diff. Equa. 77 167–198

Gladman, B., Duncan, M .: 1990, oor die lotgevalle van klein liggame in die buitenste sonnestelsel Astron. J., 100 (5)

Goldreich, P., Peale S.J .: 1970, Die skuinsheid van Venus, Astron. J., 75, 273–284

Haretu, S.C .: 1885, Sur l'invariabilité des grands axes des orbites planétaires Ann. Obs. Parys, XVIII, I1-I39

Harris A.L., Ward, W.R .: 1982, Dinamiese beperkings op die vorming en evolusie van planetêre liggame, Ann. Eerwaarde Earth Planet Sci. 10 61–108

Hart, M.H .: 1978, Die evolusie van die aarde se atmosfeer, Ikarus 33 23–39

Hénon, M. en Heiles, C .: 1964, Die toepaslikheid van die derde integraal van beweging: een of ander numeriese eksperiment, Astron. J., 69, 73–79

Holman, MA., Wisdom, J .: 1993, Dinamiese stabiliteit in die buitenste sonnestelsel en die lewering van kortstondige komete Astron. J., 105(5)

Imbrie, J .: 1982, Astronomical Theory of the Pleistocene ice ages: a brief historical review, Ikarus 50 408–422

Jakosky, BM, Henderson, B.G., Mellon, M.T .: 1993, chaotiese skuinsheid en die aard van die Marsklimaat, Bul. Am. Astron. Soc., 25, 1041

Kinoshita, H., Nakai, H .: 1984, Motions of the perihelion of Neptune and Pluto, Cel. Mech. 34 203

Klavetter, J.J .: 1989, Rotation of Hyperion. I. Waarnemings Astron. J., 97(2), 570–579

Kolmogorov, A.N .: 1954, oor die behoud van voorwaardelike periodieke bewegings onder klein versteuring van die Hamilton Dokl. Akad. Nauk. SSSR, 98, 469

Kuiper, G. P .: 1951, Oor die oorsprong van die sonnestelsel, in Astrofisika, J.A. Hyneck (red.), McGraw-Hill, New York, 357–427

Lagrange, J. L .: 1776, Sur l'altération des moyens mouiations des planètes Mem. Acad. Sci. Berlyn, 199 Oeuvres complètes VI 255 Parys, Gauthier-Villars (1869)

Laplace, P.S .: 1772, Mémoire sur les solutions particulières des equations différentielles et sur les inégalités séculaires des planètes Oeuvres complètes 9 325 Parys, GauthierVillars (1895)

Laplace, P.S .: 1784, Mémoire sur les inégalites séculaires des planètes et des satellites Mem. Acad. royale des Sciences de Paris, Oeuvres complètes XI 49 Parys, Gauthier-Villars (1895)

Laplace, P.S .: 1785, Théorie de Jupiter et de Saturne Mem. Acad. royale des Sciences de Paris, Oeuvres complètes XI 164 Parys, Gauthier-Villars (1895)

Laskar, J .: 1984, Proefskrif, Observatoire de Paris

Laskar, J .: 1985, Akkurate metodes in die algemene planetêre teorie, Astron. Astrofis. 144 133–146

Laskar, J .: 1986, Sekulêre terme van klassieke planetêre teorieë met behulp van die resultate van algemene teorie Astron. Astrofis. 157 59–70

Laskar, J .: 1988, Sekulêre evolusie van die sonnestelsel oor 10 miljoen jaar, Astron. Astrofis. 198 341–362

Laskar, J .: 1989, 'n numeriese eksperiment oor die chaotiese gedrag van die sonnestelsel Aard, 338, 237–238

Laskar, J .: 1990, Die chaotiese beweging van die sonnestelsel. 'N numeriese skatting van die grootte van die chaotiese sones, Ikarus, 88, 266–291

Laskar, J .: 1992a, 'n Paar punte oor die stabiliteit van die sonnestelsel, in Chaos, resonansie en kollektiewe dinamiese verskynsels in die sonnestelsel, Symposium IAU 152, S. Ferraz-Mello ed., 1–16, Kluwer, Dordrecht

Laskar, J .: 1992b, La stabilité du Système Solaire, in Chaos et Déteminisme, A. Dahan et al., Reds., Seuil, Parys

Laskar, J .: 1993a, Frekwensie-analise vir multidimensionele stelsels. Globale dinamika en diffusie,Physica D 67 257–281

Laskar, J .: 1993b, La Lune et Forigine de l'homme, Pour La Science, 186, avril 1993

Laskar, J .: 1994, grootskaalse chaos in die sonnestelsel, Astron. Astrofis. 287 L9-L12

Laskar, J., Quinn, T., Tremaine, S .: 1992a, Bevestiging van resonante struktuur in die sonnestelsel, Ikarus, 95, 148–152

Laskar, J., Froeschlé, C., Celletti, A .: 1992b, Die maatstaf van chaos deur die numeriese analise van die fundamentele frekwensies. Toepassing op die standaard kartering, Physica D, 56, 253–269

Laskar, J. Robutel, P .: 1993, Die chaotiese skuinsheid van die planete, Aard, 361, 608–612

Laskar, J., Joutel, F., Robutel, P .: 1993a, Stabilisering van die aarde se skuinsheid deur die maan, Aard 361 615–617

Laskar, J., Joutel, F., Boudin, F .: 1993b, Orbitale, Precessionele en insolasiehoeveelhede vir die aarde van -20Myr tot + 10Myr, Astron. Astrofis 270 522–533

Le verrier U.J.J .: 1856, Ann. Obs. Parys, II Mallet-Bachelet, Parys

Levison, H.F., Duncan, M.J .: 1993, Die gravitasie-beeldhouwerk van die Kuiper-gordel, Astrofis. J. Lett., 406, L35-L38

Lissauer J.J., Safronov V.S .: 1991, Die ewekansige komponent van planetêre rotasie, Ikarus 93 288–297

Lochak, P .: 1993, Hamiltoniese versteuringsteorie: periodieke wentelbane, resonansies en onderbreking, Nie-lineêriteit, 6, 885–904

Luu, J .: 1994, The Kuiper belt, in Symposium IAU 160, A. Milani, M. Di Martino, A. Cellino, eds, 31–44, Kluwer, Dordrecht

Morbidelli, A., Moons, M .: 1993, Sekulêre resonansies in gemiddelde bewegingsveranderlikhede: die gevalle 2/1 en 3/2, Ikarus 102 1–17

Morbidelli, A., Giorgilli, A: Superexponensiële stabiliteit van KAM tori, J. Stat. Fis. 78, (1995) 1607–1617

Natenzon, M.Y., Neishtadt, A.I., Sagdeev, R.Z., Seryakov, G.K., Zaslavsky, G.M.: 1990, Chaos in the Kepler problem and long period comet dynamics, Fis. Lett. A, 145, 255–263

Nekhoroshev, N.N.: 1977, An exponential estimates for the time of stability of nearly integrable Hamiltonian systems, Russian Math. Surveys, 32, 1–65

Newhall, X. X., Standish, E. M., Williams, J. G.: 1983, DE102: a numerically integrated ephemeris of the Moon and planets spanning forty-four centuries, Astron. Astrofis. 125 150–167

Niederman, L., 1994, Résonance et stabilité dans le problème planétaire Thesis, Paris 6 Univ.

Nobili, A.M., Milani, A. and Carpino, M.: 1989, Fundamental frequencies and small divisors in the orbits of the outer planets, Astron. Astrofis. 210 313–336

Peale S.J.: 1974, Possible History of the Obliquity of Mercury, Astron. J., 6, 722–744

Peale S.J.: 1976, Inferences from the Dynamical History of Mercury's Rotation, Ikarus, 28, 459–467

Petrosky, T.Y.: 1986, Chaos and cometary clouds in the solar system, Fis. Lett. A, 117, 328–332

Poincaré, H.: 1892–1899, Les Méthodes Nouvelles de la Mécanique Céleste, tomes I–III, Gauthier Villard, Paris, reprinted by Blanchard, 1987

Poisson, S.D.: 1809, Sur les inégalités séculaires des moyens mouvements des planètes Journal de l'Ecole Polytechnique, VIII, 1

Quinlan, G.: 1993, personal communication

Quinlan, G.D.: 1992, Numerical experiments on the motion of the outer planets., Chaos, resonance and collective dynamical phenomena in the solar system Ferraz-Mello, S. 25–32 Kluwer Acad. Publ. IAU Symposium 152

Quinn, T.R., Tremaine, S., Duncan, M.: 1991, ‘A three million year integration of the Earth's orbit,’ Astron. J. 101, 2287–2305

Robutel, P.: 1995, Stability of the planetary three-body problem. II KAM theory and existence of quasiperiodic motions, Celes. Mech. 62, 219–261

Safronov: 1969, Evolution of the protoplanetary cloud and formation of the Earth and the planets, Nauka, Moskva

Sagdeev, R.Z., Zaslavsky, G.M.: 1987, Stochasticity in the Kepler problem and a model of possible dynamics of comets in the OOrt cloud, Il Nuovo Cimento, 97B, 119–130

Stephenson, F.R., Yau, K.K.C., Hunger, H.: 1984, Aard, 314, 587

Stevenson, D.J.: 1987, Origin of the Moon. The collision hypothesis, Ann. Rev. Earth Planet. Sci. 15 271–315

Sussman, G.J., and Wisdom, J.: 1988, ‘Numerical evidence that the motion of Pluto is chaotic.‘ Science 241, 433–437

Sussman, G.J., and Wisdom, J.: 1992, ‘Chaotic evolution of the solar system’, Science 257, 56–62

Torbett M.V., Smoluchovski, R.: 1990, Chaotic motion in a primordial comet disk beyond Neptune and comet influx to the solar system, Aard, 345, 49–51

Touma, J., Wisdom, J.: 1993, ‘The chaotic obliquity of Mars‘, Science 259, 1294–1297

Ward W.R.: 1974, Climatic Variations on Mars: 1. Astronomical Theory of Insolation, J. Geophys. Res., 79, 3375–3386

Ward W.R., Rudy D.J.: 1991, Resonant Obliquity of Mars?, Ikarus, 94, 160–164

Wisdom, J.: 1983, Chaotic behaviour and the origin of the 3/1 Kirkwood gap, Ikarus 56 51–74

Wisdom, J.: 1985, A perturbative treatment of motion near the 3/1 commensurability, Ikarus 63 272–289

Wisdom, J.: 1987a, Rotational dynamics of irregularly shaped natural satellites, Astron. J. 94 (5) 1350–1360

Wisdom, J.: 1987b, Chaotic dynamics in the solar system, Ikarus 72 241–275


Title: On the Dynamical Stability of the Solar System

1.261Gyr from now, and another in which Mercury and Venus collide in

862Myr. In the latter solution, as a result of Mercury's unstable behavior, Mars was ejected from the Solar System at

822Myr. We have performed a number of numerical tests that confirm these results, and indicate that they are not numerical artifacts. Using synthetic secular perturbation theory, we find that Mercury is destabilized via an entrance into a linear secular resonance with Jupiter in which their corresponding eigenfrequencies experience extended periods of commensurability. The effects of general relativity on the dynamical stability are discussed. An application of the bifurcation method to the outer Solar System (Jupiter, Saturn, Uranus, and Neptune) showed no sign of instability during the course of 24Gyr of integrations, in keeping with an expected Uranian dynamical lifetime of 10^(18) years.


Beaugé C., Sándor Zs., Érdi B., Süli Á.: Co-orbital terrestrial planets in exoplanetary systems: a formation scenario. Astron. Astrofis. 463, 359–367 (2007)

Bennett A.: Characteristic exponents of the five equilibrium solutions in the elliptically restricted problem. Ikarus 4, 177–190 (1965)

Bowell E., Holt H.E., Levy D.H., Innanen K.A., Mikkola S., Shoemaker E.M.: 1990 MB: the first Mars Trojan. BAAS 22(4), 1357–1369 (1990)

Cresswell P., Nelson R.P.: On the evolution of multiple protoplanets embedded in a protostellar disc. Astron. Astrofis. 450, 833–945 (2006)

Cresswell P., Nelson R.P.: On the growth and stability of Trojan planets. Astron. Astrofis. 493, 1141–1157 (2009)

Cochran W.D., Endl M., Wittenmyer R.A., Bean J.L.: A planetary system around HD 155358: the lowest metallicity planet host star. Astroph. J. 665, 1407–1423 (2007)

Danby J.M.A.: Stability of the triangular points in the elliptic restricted problem of three bodies. Astrofis. J. 69, 165–179 (1964)

Dvorak R., Pilat-Lohinger E., Schwarz R., Freistetter F.: Extrasolar Trojan planets close to habitable zones. Astron. Astrofis. 426, L37–L51 (2004)

Dvorak R., Schwarz R., Süli Á., Kotoulas T.: On the stability of the Neptune Trojans. MNRAS 382, 1324–1343 (2007)

Dvorak R., Lhotka Ch., Schwarz R.: Dynamics of inclined Neptune Trojans. Cel. Mech. Dynam. Astron. 102, 97–110 (2008)

Érdi B.: The motion of the perihelion of Trojan asteroids. Cel. Mech. Dynam. Astron. 20, 59–71 (1979)

Érdi B., Sándor Z.: Stability of co-orbital motion in exoplanetary systems. Cel. Mech. Dynam. Astron. 92, 113–123 (2005)

Érdi B., Nagy I., Sándor Zs., Süli Á., Fröhlich G.: Secondary resonances of co-orbital motions in exoplanetary systems. MNRAS 381, 33–45 (2007)

Ford E.B., Gaudi B.S.: Observational constraints on Trojans of transiting extrasolar planets. Astroph. J. 652, 137–144 (2006)

Ford E.B., Holman M.J.: Using transit timing observations to search for Trojans of transiting extrasolar planets. Astroph. J. 664, 51–67 (2007)

Freistetter F.: The size of the stability regions of Jupiter Trojans. Astron. Astrofis. 453, 353–370 (2006)

Goździewski K., Mikaszewski C., Musieliński A.: Stability constraints in modeling of multi-planet extrasolar systems. IAUS 249, 447–463 (2008)

Hanslmeier A., Dvorak R.: Numerical integration with Lie series. Astron. Astrofis. 132, 203–222 (1984)

Ji J., Kinoshita H., Liu L., Li G.: The secular evolution and architecture of the Neptunian triplet planetary system HD69830. Astroph. J. 657, 1092–1109 (2007)

Kasting J.F., Whitmire D.P., Reynolds R.T.: Habitable zones around main sequence stars. Ikarus 101, 108–141 (1993)

Laughlin G., Chambers J.E.: Extrasolar Trojans: the viability and detectability of planets in the 1:1 resonance. Astrofis. J. 124, 592–606 (2002)

Lichtenegger H.: The dynamics of bodies with variable masses. Cel. Mech. Dynam. Astron. 34, 357–376 (1984)

Lohinger, E.: Stabilitätsbereiche um L4 und L5 des eingeschränkten Dreikörperproblems für verschiedene Massenverhältnisse. Diploma thesis, University of Vienna, (1991)

Lohinger E., Dvorak R.: Stability regions around L4 in the elliptic restricted problem. Astron. Astrofis. 280, 683–696 (1993)

Marchal C.: The Three-Body Problem, vol. 192. Elsevier, New York (1991)

Markellos, V.V., Papadakis, K.E., Perdios, E.A.: Non-linear stability zones around the triangular Lagrangian points. In: Roy, A.E, Steves, B.A From Newton to Chaos, pp. 371–377. Plenum Press, New York (1995)

Marzari F., Scholl H.: The growth of Jupiter and Saturn and the capture of Trojans. Astron. Astrofis. 339, 278–285 (1998)

Morbidelli A., Levison H.F., Tsiganis K., Gomes R.: Chaotic capture of Jupiter’s Trojan asteroids in the early Solar System. Aard 435, 462–485 (2005)

Nauenberg M.: Stability and eccentricity for two planets in a 1:1 resonance, and their possible occurence in extrasolar planetary systems. Astrofis. J. 124, 2332–2351 (2002)

Pittichova, J.A., Meech, K.J., Wasserman, L.H., Trilling, D.E., Millis, R.L., Buie, M.W., Kern, S.D., Clancy, K.B., Hutchison, L.E., Chiang, E., Marsden, B.G.: 2001 QR322. MPEC, 2003-A55 (2003)

Robutel P., Gabern F., Jorba A.: The observed Trojans and the global dynamics around the Lagrangian points of the Sun Jupiter System. Cel. Mech. Dynam. Astron. 92, 53–89 (2005)

Schwarz R.: Global stability of L4 and L5 Trojans. PHD thesis, University of Vienna. Online database at: http://media.obvsg.at/dissd (2005)

Schwarz R., Pilat-Lohinger E., Dvorak R., Érdi B., Sándor Zs.: Trojans in habitable zones. Astrobiol. J. 5, 579 (2005)

Schwarz R., Dvorak R., Pilat Lohinger E., Süli Á., Érdi B.: Trojan planets in HD108874?. Astron. Astrofis. 462, 1165–1171 (2007a)

Schwarz R., Dvorak R., Süli Á., Érdi B.: Survey of the stability region of hypothetical habitable Trojan planets. Astron. Astrofis. 474, 1023–1046 (2007b)

Schwarz R., Dvorak R., Süli Á., Érdi B.: Stability of fictitious Trojan planets in extrasolar systems. Astron. Notes 328, 785–799 (2007c)

Thommes E.W.: A safety net for fast migrators: interactions between gap-opening and sub-gap-opening bodies in a protoplanetary disk. Astroph. J. 626, 1033–1056 (2005)

Valenti J., Fischer D.: Stellar metallicity and planet formation. Astron. Soc. Pacific Conf. Series 384, 292–304 (2008)

Wolf M.: Wiederauffindung des Planeten (588) [1906 TG]. Astron. Notes 174, 47–65 (1907)


Kyk die video: Les 18: Statica - Stabiliteit (November 2022).