Mercury’s formation within the early instability scenario
Mercury’s formation within the early instability scenario
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水星在早期不稳定情景中的形成
DOI：
10.1016/j.icarus.2023.115445
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发表时间：
2023
期刊：
影响因子：
3.2
通讯作者：
Jackson, Alan P.
中科院分区：
文献类型：
--
作者：
Clement, Matthew S.;Chambers, John E.;Kaib, Nathan A.;Raymond, Sean N.;Jackson, Alan P.
内太阳系的现代轨道结构为类地行星形成的时代提供了推论；通过与行星体和其他原行星的碰撞，行星生长的∼100Myr时间段。虽然这一情景的经典数值模拟充分再现了正确的地球世界数量、它们的半长轴和大约形成时间尺度，但它们难以复制地球-火星和金星-水星的质量比(分别为∼9和15)。在过去的一系列独立调查中，我们证明了火星的质量可能是木星和土星早期轨道演化的结果，而水星的小尺寸可能是该地区原始质量赤字的结果(可能是地球早期向外迁移的结果)。在这里，我们将这些想法结合在一个单一的模拟场景中，旨在同时以粗略的笔画再现所有四颗类地行星的形成和巨行星的现代轨道。通过评估我们的水星类似物的核心质量分数、质量和与金星的轨道偏移量，我们倾向于这样一种情景，即水星是通过地盘内部的一些∼水星质量胚胎之间的一系列猛烈的侵蚀碰撞而形成的。我们还比较了气体巨星开始模拟锁定在紧凑的3：2共振配置和更宽松的2：1取向的情况，发现前者更成功。在2：1的情况下，整个水星形成区经常被耗尽，因为强烈的扫荡长期共振也往往会在地球和金星的轨道生长时过度激发它们。虽然我们的模型在复制水星的大质量核心和动态孤立的轨道方面相当成功，但这些行星的低质量仍然极具挑战性。事实上，我们的大多数水星类似物的质量都是真正行星的2-4倍。最后，我们讨论了可供选择的演化情景和初始盘条件(特别是0.7-1.0Au之间的窄物质环)的优缺点。我们认为我们的N体吸积模型的结果不足以打破这些不同模型之间的简并，并恳请未来的研究将进一步的宇宙化学和动力学约束应用于类地行星形成模型。
The inner solar system’s modern orbital architecture provides inferences into the epoch of terrestrial planet formation; a∼ 100 Myr time period of planet growth via collisions with planetesimals and other proto-planets. While classic numerical simulations of this scenario adequately reproduced the correct number of terrestrial worlds, their semi-major axes and approximate formation timescales, they struggled to replicate the Earth–Mars and Venus–Mercury mass ratios (∼ 9 and 15, respectively). In a series of past independent investigations, we demonstrated that Mars’ mass is possibly the result of Jupiter and Saturn’s early orbital evolution, while Mercury’s diminutive size might be the consequence of a primordial mass deficit in the region (potentially the result of the growing Earth’s early outward migration). Here, we combine these ideas in a single modeled scenario designed to simultaneously reproduce the formation of all four terrestrial planets and the modern orbits of the giant planets in broad strokes. By evaluating our Mercury analogs’ core mass fractions, masses, and orbital offsets from Venus, we favor a scenario where Mercury forms through a series of violent erosive collisions between a number of∼ Mercury-mass embryos in the inner part of the terrestrial disk. We also compare cases where the gas giants begin the simulation locked in a compact 3: 2 resonant configuration to a more relaxed 2: 1 orientation and find the former to be more successful. In 2: 1 cases, the entire Mercury-forming region is often depleted due to strong sweeping secular resonances that also tend to overly excite the orbits of Earth and Venus as they grow. While our model is quite successful at replicating Mercury’s massive core and dynamically isolated orbit, the planets’ low mass remains extremely challenging to match. Indeed, the majority of our Mercury analogs have masses that are 2–4 times that of the real planet. Finally, we discuss the merits and drawbacks of alternative evolutionary scenarios and initial disk conditions (specifically a narrow annulus of material between 0.7-1.0 au). We argue that the results of our N-body accretion models are not sufficient to break degeneracies between these different models, and implore future studies to apply further cosmochemical and dynamical constraints on terrestrial planet formation models.
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