عرض مصدر نموذج نيس للكواكب الخمسة

'''نموذج نيس للكواكب الخمسة''' {{إنج|Five-planet Nice Model}} هو نموذج مشتق من [[نموذج نيس]]، يبدأ بافتراض تشكل خمسة كواكب عملاقة في [[المجموعة الشمسية|مجموعتنا الشمسية]]، فيفترض النموذج تشكل كوكب ثلجي عملاق بالإضافة إلى العمالقة الأربعة الموجودة حاليًا في المجموعة الشمسية، ما يسبب تأثر الحركة المتوسطة لكل كوكب بجاذبية الآخر في حلقة من الرنين المداري. مرت هذه الكواكب الخمسة، بعد كسر حلقة الرنين المداري، بفترة من ظاهرة الهجرة الكوكبية بفعل جاذبية الكواكب المصغرة المحيطة بها آنذاك، ثم بدأت مرحلة من عدم الاستقرار بمدارات هذه الكواكب الخمسة مع وقوع عدد من المواجهات الثقالية بين الكواكب وبعضها تمامًا كما هو مُفترَض بنموذج نيس الأصلي. شُتت مدار الكوكب العملاق الخامس، أثناء مرحلة عدم الاستقرار تلك، حتى انحرف مداره للداخل متقاطعًا مع مدار كوكب [[المشتري]]، ثم خرج من المجموعة الشمسية عقب مروره ومواجهته مع المشتري. افتُرض وجود خمسة كواكب عملاقة بالمجموعة الشمسية في الفترات الأولى منها عام 2011 بعدما أشارت بعض النماذج العددية إلى أن هذا الافتراض هو الأقرب للصحة بالنسبة للوضع الحالي الذي تشكلت عليه المجموعة الشمسية.<ref name="Nesvorny_2011">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Nesvorný|الأول=David|عنوان=Young Solar System's Fifth Giant Planet?|صحيفة=The Astrophysical Journal Letters|تاريخ=2011|المجلد=742|العدد=2|صفحات=L22|doi=10.1088/2041-8205/742/2/L22|arxiv=1109.2949|bibcode=2011ApJ...742L..22N}}</ref>

== نموذج نيس للكواكب الخمسة ==
يعتبر هذا النموذج نسخةً من نموذج نيس مؤلفةً من خمسة كواكب نتج عنها وقوع حالة من عدم الاستقرار في الفترات الأولى للمجموعة الشمسية، وهو ما ساهم في تشكيل المجموعة الشمسية في وضعها الحالي. يشير عدد من الدراسات الحديثة إلى أن حالة عدم الاستقرار في مدارات الكواكب العمالقة حدثت في الفترات المبكرة من المجموعة الشمسية، على الرغم من اعتقاد العلماء في الماضي أن هذه الحالة مرتبطة بفترة القصف الشديد المتأخر.<ref name="Kaib_Chambers_2016">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير1=Kaib|الأول1=Nathan A.|الأخير2=Chambers|الأول2=John E.|عنوان=The fragility of the terrestrial planets during a giant-planet instability|صحيفة=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|تاريخ=2016|المجلد=455|العدد=4|صفحات=3561–3569|doi=10.1093/mnras/stv2554|مسار=http://mnras.oxfordjournals.org/content/455/4/3561|bibcode=2016MNRAS.455.3561K|arxiv=1510.08448| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20161118015138/http://mnras.oxfordjournals.org/content/455/4/3561 | تاريخ أرشيف = 18 نوفمبر 2016 }}</ref><ref name="Nesvorny_etal_2018a">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير1=Nesvorny|الأول1=David|الأخير2=Parker|الأول2=Joel|الأخير3=Vokrouhlicky|الأول3=David|عنوان=Bi-lobed Shape of Comet 67P from a Collapsed Binary|صحيفة=The Astronomical Journal|تاريخ=2018|المجلد=155|العدد=6|صفحة=246|doi=10.3847/1538-3881/aac01f|arxiv=1804.08735|bibcode=2018AJ....155..246N}}</ref><ref name="Nesvorny_etal_2018b">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير1=Nesvorný|الأول1=David|الأخير2=Vokrouhlický|الأول2=David|الأخير3=Bottke|الأول3=William F.|الأخير4=Levison|الأول4=Harold F.|عنوان=Evidence for very early migration of the Solar System planets from the Patroclus–Menoetius binary Jupiter Trojan|صحيفة=Nature Astronomy|المجلد=2|العدد=11|صفحات=878–882|تاريخ=2018|doi=10.1038/s41550-018-0564-3|arxiv=1809.04007}}</ref><ref name="Quarles_Kaib_2019">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير1=Quarles|الأول1=Billy|الأخير2=Kaib|الأول2=Nathan|عنوان=Instabilities in the Early Solar System due to a Self-gravitating Disk|صحيفة=The Astronomical Journal|المجلد=157|العدد=2|صفحات=67|تاريخ=2019|arxiv=1812.08710|doi=10.3847/1538-3881/aafa71|bibcode=2019AJ....157...67Q}}</ref> يعتقد العلماء أنه من الممكن للكواكب العملاقة أن تكون قد مرت بحلقة أخرى من الرنين المداري أثناء بداية تشكل المجموعة الشمسية.<ref name="Deienno_etal_2017">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير1=Deienno|تاريخ=2017|صفحة=153|صحيفة=The Astronomical Journal|العدد=4|المجلد=153|doi=10.3847/1538-3881/aa5eaa|arxiv=1702.02094|عنوان=Constraining the giant planets' initial configuration from their evolution: implications for the timing of the planetary instability|الأول1=Rogerio|الأول4=David|الأخير4=Nesvorny|الأول3=Rodney S.|الأخير3=Gomes|الأول2=Alessandro|الأخير2=Morbidelli|bibcode=2017AJ....153..153D}}</ref>

انتهت مرحلة تشكل المجموعة الشمسية من السديم المكون لها بكوكبي [[المشتري]] و<nowiki/>[[زحل]]، مع ثلاثة كواكب ثلجية عملاقة أخرى في حلقة من الرنين المداري بنسب 3:2، و3:2، و2:1، و3:2 مع نصف قطر للمحور الرئيس يتراوح بين 5.5 إلى 20 وحدةً فلكية. امتد قرص كثيف من مدارات الكواكب المصغرة وراء هذه الكواكب العملاقة، على مسافة 24 إلى 30 وحدةً فلكية. اضطربت حركة الكواكب المصغرة داخل هذا القرص الكثيف بسبب التفاعلات الثقالية بين بعضها البعض، ما سبب زيادة في قيم الميل المداري والاختلاف المداري لمداراتها. واتسع هذا القرص بسبب هذا التغير الواقع بمدارات الكواكب المصغرة إلى أن أصبحت حافته الداخلية عند مدارات الكواكب العملاقة. نتج عن الاصطدامات الواقعة -بين الكواكب المصغرة وبعضها في القرص الخارجي- بقايا حطامية ظلت تصطدم ببعضها حتى تحولت إلى بقايا غبارية. اندفعت هذه البقايا الغبارية أيضًا إلى الداخل باتجاه مدارات الكواكب العملاقة بفعل قوى السحب الناتجة عن ظاهرة بوينتنج روبرتسون حتى وصلت في النهاية عند مدار كوكب [[نبتون]]. سمحت التفاعلات الثقالية التي حدثت بسبب هذه البقايا الغبارية -أو الكواكب المصغرة بالحافة الداخلية للقرص- للكواكب العملاقة أن تكسر حلقة الرنين المداري وتتحرر منها منذ 10 ملايين عام تقريبًا بعد تبدد القرص الغازي للمجموعة الشمسية.<ref name="Reyes-Riux_Aceves_Chavez_2015">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير1=Reyes-Ruiz|الأول1=M.|الأخير2=Aceves|الأول2=H.|الأخير3=Chavez|الأول3=C. E.|عنوان=Stability of the Outer Planets in Multiresonant Configurations with a Self-gravitating Planetesimal Disk|صحيفة=The Astrophysical Journal|تاريخ=2015|المجلد=804|العدد=2|صفحة=91|doi=10.1088/0004-637X/804/2/91|arxiv=1406.2341|bibcode=2015ApJ...804...91R}}</ref>

مرت الكواكب العملاقة بعد ذلك بفترة من الهجرة الكوكبية بفعل الكواكب المصغرة بسبب المواجهة وتبادل الزخم الزاوي مع الأعداد المتزايدة من هذه الكواكب المصغرة. وكانت المحصلة هي تحرك الكواكب المصغرة إلى الداخل مع تحرك كوكب نبتون إلى الخارج خلال هذه المواجهات، وحدث هذا نتيجة لعودة أغلب الكواكب المصغرة المندفعة للخارج لتواجه الكواكب العملاقة مرةً أخرى، مع بقاء بعض الكواكب المندفعة للداخل التي لم تتمكن من الإفلات بعد مواجهتها مع جاذبية كوكب أورانوس. حدثت عملية مشابهة مع كوكب [[أورانوس]] والكوكب الثلجي العملاق الخامس وكوكب زحل، إذ نتج عنها هجرة هذه الكواكب للخارج مع اندفاع الكواكب المصغرة الموجودة عند الحزام الخارجي للداخل باتجاه كوكب المشتري. وكان المشتري يطرد أغلب هذه الكواكب المصغرة من المجموعة الشمسية، بخلاف بقية الكواكب العملاقة، وهو ما يجعل هجرته الكوكبيه تتجه للداخل. أدت هذه الهجرة الكوكبية المتشعبة للكواكب العملاقة -بعد 10 ملايين عام- إلى وقوع عدة حالات من العبور الرنيني خلال مدارات هذه الكواكب،<ref name="Tsiganis_etal_2005">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Tsiganis|صحيفة=Nature|bibcode=2005Natur.435..459T|doi=10.1038/nature03539|صفحات=459–461|العدد=7041|المجلد=435|تاريخ=2005|عنوان=Origin of the orbital architecture of the giant planets of the Solar System|الأول=Kleomenis|الأول4=Harold F.|الأخير4=Levison|الأول3=Alessandro|الأخير3=Morbidelli|الأول2=Rodney S.|الأخير2=Gomes|pmid=15917800}}</ref> ما سبب زيادة في الاختلاف المداري بمداراتها مع إحداث حالة من عدم الاستقرار بالنظام الكوكبي عندما كان كوكب نبتون على مسافة 28 وحدة فلكية من الشمس تقريبًا.<ref name="Nesvorny_2015-a">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير1=Nesvorný|الأول1=David|عنوان=Evidence for Slow Migration of Neptune from the Inclination Distribution of Kuiper Belt Objects|صحيفة=The Astronomical Journal|المجلد=150|العدد=3|صفحة=73|doi=10.1088/0004-6256/150/3/73|bibcode=2015AJ....150...73N|arxiv=1504.06021|سنة=2015}}</ref>

خرج هذا الكوكب الثلجي العملاق من المجموعة الشمسية خلال فترة عدم الاستقرار تلك. دخل مدار هذا الكوكب في مسار متقاطع مع مدار كوكب زحل بعد زيادة الاختلاف المداري، ثم اندفع للداخل بفعل جاذبية كوكب زحل ليتقاطع مداره في النهاية مع مدار كوكب المشتري. أدت المواجهات الثقالية المتكررة مع هذا العملاق الثلجي إلى حدوث قفزات في قيمة نصف المحور الرئيس لمداري كوكب المشتري وكوكب زحل، ما سبب انفصالًا تدريجيًا لهذين الكوكبين عن مدارهما مع زيادة النسبة بين الفترة المدارية لكل منهما إلى أن تعدت 2.3. حدثت مواجهات أخرى أيضًا لهذا العملاق الثلجي مع كوكب أورانوس وكوكب نبتون بالإضافة إلى عبوره بأجزاء من حزام الكويكبات؛ بسبب زيادة الاختلاف المداري ونصف قطر المحور الرئيس لمداره بعد هذه المواجهات. خرج هذا العملاق الثلجي من المجموعة الشمسية، بعد 10000 إلى 100000 سنة، عقب إحدى مواجهاته مع كوكب [[المشتري]]؛<ref name="Roig_Nesvorny_2015">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير1=Roig|الأول1=Fernando|الأخير2=Nesvorný|الأول2=David|عنوان=The Evolution of Asteroids in the Jumping-Jupiter Migration Model|صحيفة=The Astronomical Journal|تاريخ=2015|المجلد=150|العدد=6|صفحة=186|doi=10.1088/0004-6256/150/6/186|arxiv=1509.06105|bibcode=2015AJ....150..186R}}</ref> فأصبح كوكبًا مارقًا. بدأت هجرة بقية الكواكب بعد ذلك في الانخفاض تدريجيًا واقتربت ببطء من مداراتها النهائية بسبب زوال جزء كبير من قرص الأجرام المصغرة الباقي عند مداراتها.<ref name="Nesvorny_etal_2016">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير1=Nesvorny|الأول1=David|الأخير2=Vokrouhlicky|الأول2=David|الأخير3=Roig|الأول3=Fernando|عنوان=The orbital distribution of trans-Neptunian objects beyond 50 au|تاريخ=2016|arxiv=1607.08279|doi=10.3847/2041-8205/827/2/L35|المجلد=827|العدد=2|صحيفة=The Astrophysical Journal|صفحة=L35|bibcode=2016ApJ...827L..35N}}</ref>

== أسماء مقترحة ==
وفقًا لعالم الفلك ديفيد نيسفورني، اقترح بعض زملائه عدة أسماء لهذا الكوكب الافتراضي الخامس: هاديس على اسم إله العالم السفلي عند الإغريق، أو لايبر على اسم إله الخمر الروماني وهو نسيب الإله ديونيسوس وباخوس أيضًا، أو ميفايتس على اسم إلهة الغازات السامة الرومانية. اقتُرحت أيضًا تسمية هذا الكوكب باسم «شيء 1» من كتاب الأطفال القط ذو القبعة للروائي دكتور سوس.<ref>A New Name for an Old Planet: ''New Scientist'': 01.10.2011: 15, https://www.newscientist.com/article/dn20952-missing-planet-explains-solar-systems-structure/ {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20201122024530/https://www.newscientist.com/article/dn20952-missing-planet-explains-solar-systems-structure/ |date=22 نوفمبر 2020}}</ref>

== وصلات خارجية ==
{{مراجع}}
{{شريط بوابات|كواكب|علم الفلك}}

[[تصنيف:أجرام فلكية افتراضية]]
[[تصنيف:أجسام افتراضية في النظام الشمسي]]
[[تصنيف:أحداث النظام الشمسي الفلكية]]
[[تصنيف:استحداثات عام 2005]]
[[تصنيف:العلم في 2011]]
[[تصنيف:النظام الشمسي]]
[[تصنيف:علوم كوكبية]]
[[تصنيف:كواكب افتراضية]]
[[تصنيف:نظريات النظام الشمسي الديناميكية]]