니스 모형

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1. 개요
2. 니스 모형의 기초
- 2.1. 태양계 형성 초기 조건
- 2.2. 행성 이동 과정
3. 태양계의 모습
4. 니스 모형의 수정
- 4.1. 니스 2 모형
- 4.2. 점핑 주피터 시나리오
5. 5행성 니스 모형
참조

1. 개요

니스 모형은 2005년 발표된 세 편의 논문을 기반으로, 태양계의 초기 행성 궤도와 진화 과정을 설명하는 이론이다. 이 모형은 목성형 행성들이 현재보다 가깝고 밀집된 궤도를 돌았으며, 미행성체 무리가 태양계 외곽에 분포했다는 가설에서 시작한다. 니스 모형은 행성들의 중력 상호작용을 통해 궤도가 변화하고, 목성과 토성의 공명으로 태양계가 불안정해지면서 현재 태양계의 모습이 형성되었다고 설명한다. 니스 모형은 후기 대폭격, 소행성대, 외태양계 위성, 카이퍼대와 같은 태양계의 특징을 설명하는 데 기여했으며, 니스 2 모형, 점핑 주피터 시나리오, 5행성 니스 모형과 같은 다양한 수정 및 확장 모델이 제시되었다.

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니스 모형
개요
"행성 이동 시뮬레이션. 위쪽 그림은 니스의 원래 구성을 보여준다. 목성(J), 토성(S), 해왕성(N), 천왕성(U)이 행성 원반(녹색)에 묻혀 있다. 아래쪽 그림은 니스 모델의 주요 사건 이후 태양계의 모습을 보여준다. 행성 원반의 대부분은 행성들의 이동으로 흩어졌다."
유형	태양계 진화 모델
제안 시기	2005년
주요 제안자	로드리고 고메스 할 레비슨 클레오메니스 치가니스 알레산드로 모르비델리
세부 내용
핵심 내용	거대 행성들의 궤도 불안정성 후기 대폭격 설명 태양계 소행성대 및 카이퍼 벨트 구조 형성
지지 증거
관측 증거	거대 행성들의 현재 궤도 소행성대 및 카이퍼 벨트의 특징
주요 사건
초기 구성	목성, 토성, 천왕성, 해왕성이 더 가깝고 공전 궤도가 더 원형이었음. 거대한 행성 원반 존재
궤도 공명	목성과 토성의 궤도 공명 (2:1)
불안정성	거대 행성들의 궤도 불안정, 행성 간 중력 상호 작용 증가
행성 이동	거대 행성들의 궤도 변화 천왕성과 해왕성의 위치 교환 가능성
후기 대폭격	소행성대 및 카이퍼 벨트 천체들의 내부 태양계 충돌 증가
해결 과제
정확한 촉발 요인	궤도 불안정성을 유발하는 정확한 메커니즘 불확실
시간 척도	모델의 시간 척도에 대한 논쟁 존재

2. 니스 모형의 기초

니스 모형은 2005년 국제 공동 연구를 통해 과학 저널 네이처에 발표된 세 편의 논문을 기초로 한다.^[4]^[5]^[6] 이 논문들에서, 과학자들은 원시 태양계 원반의 가스와 먼지가 흩어진 후, 4개의 거대 행성(목성, 토성, 천왕성, 해왕성)이 원래 현재보다 더 가깝고 조밀하게 약 5.5에서 17 천문 단위(AU) 사이의 거의 원형 궤도에 있었다고 제안했다. 약 35 지구 질량에 달하는 크고 밀도가 높은 소규모 규산염 암석 및 얼음 미행성체 원반이 가장 바깥쪽 거대 행성의 궤도에서 약 35 AU까지 뻗어 있었다.

니스 모형에 따르면, 행성계는 원반 안쪽 가장자리에 있는 미행성체가 가끔씩 가장 바깥쪽 거대 행성과 중력 보조 중력 조우를 하면서 궤도가 바뀌는 방식으로 진화했다. 행성은 조우하는 대부분의 작은 얼음 물질을 안쪽으로 흩뿌리고, 산란된 물체로부터 각운동량을 얻으면서 그에 반응하여 바깥쪽으로 이동한다. 안쪽으로 굴절된 미행성체는 차례로 천왕성, 해왕성, 토성과 조우하면서 같은 과정으로 각 행성을 차례로 바깥쪽으로 이동시킨다. 이러한 미행성체 조우는 행성의 궤도를 상당한 양만큼 이동시키며 (이주) 한다. 이 과정은 미행성체가 목성과 상호 작용할 때까지 계속되며, 목성의 중력은 미행성체를 매우 타원형 궤도로 보내거나 심지어 태양계 밖으로 내보낸다. 반대로, 이는 목성이 약간 안쪽으로 이동하게 한다.

수억 년에 걸친 느리고 점진적인 이주 후에 목성과 토성은 1:2 평균 운동 공명을 교차한다. 이 공명은 궤도 이심률을 증가시켜 전체 행성계를 불안정하게 만든다. 거대 행성의 배열은 빠르고 극적으로 바뀐다.^[7] 목성은 토성을 현재 위치로 밀어내고, 해왕성과 천왕성을 더 이심률이 큰 궤도로 몰아넣는다. 얼음 거대 행성들은 미행성체 원반으로 돌진하여 수만 개의 미행성체를 바깥쪽 태양계로 흩뿌린다. 이 붕괴는 원시 원반 질량의 99%를 제거한다.

니스 모형 계산은 행성과 소행성 사이의 혼돈 상호 작용에 민감하며, 수치 오류로 악명이 높다.^[8] 원래 이 모형은 후기 대폭격 (LHB)을 발생시킬 것이라고 생각했다.^[4]

거대 행성은 최종 궤도 장반경에 도달하고, 나머지 미행성체 원반과의 역학적 마찰은 이심률을 감쇠시키고 천왕성과 해왕성의 궤도를 다시 원형으로 만든다.^[25] 초기 모델의 약 50%에서 해왕성과 천왕성은 서로 자리를 바꾼다.^[5]

2. 1. 태양계 형성 초기 조건

니스 모형의 기초는 2005년 네이처에 실린 세 논문에서 유래했으며, 여러 과학자의 국제 협력을 통해 만들어졌다.^[57]^[58]^[59] 이 논문에 따르면, 원시 태양계 원반에서 먼지와 기체가 사라진 직후 목성형 행성 4개( 목성, 토성, 천왕성, 해왕성 )는 현재보다 더 가깝고 밀집된, 5.5 ~ 17 AU 근방의 원 궤도를 돌고 있었으며, 먼지와 얼음으로 이루어진 미행성 무리는 마지막 목성형 행성이 있는 궤도부터 35 AU 지점까지 퍼져 있었다.

2. 2. 행성 이동 과정

미행성체와의 중력적 상호작용을 통해 각운동량을 교환하며 목성형 행성들이 궤도 이동을 시작한다. 목성은 안쪽으로 이동하고, 토성, 천왕성, 해왕성은 바깥쪽으로 이동한다.^[60]^[61]

몇억 년 후, 목성과 토성은 2:1 궤도 공명에 들어가게 된다. 이로 인해 태양계 전체가 불안정해지고, 행성 배치가 급격하게 변화한다.^[62] 목성의 영향으로 토성은 현재 위치까지 밀려나고, 천왕성과 해왕성은 더 바깥쪽의 미행성체 원반으로 진입하여 많은 미행성체를 산란시킨다. 이로 인해 미행성체 원반은 99% 가까이 사라진다.^[58] 산란된 미행성체의 일부는 후기 대폭격을 일으킨 것으로 추정된다.^[57]

결과적으로 목성형 행성들은 현재 위치에 도달하고, 천왕성과 해왕성은 남아있는 미행성체와의 역학적 마찰로 인해 궤도가 다시 원형으로 바뀐다.^[74] 일부 모형에서는 천왕성과 해왕성의 위치가 서로 바뀐다고 설명한다.^[58]

3. 태양계의 모습

니스 모형은 다양한 초기 조건에 따라 태양계의 모습을 시뮬레이션하여 현재 관측 결과와 비교함으로써 검증된다.^[62] 초기 조건을 다르게 설정하면 태양계의 모습은 매우 다양하게 나타나며, 천체의 수와 궤도의 모습은 조건마다 독특하게 나타난다.

초기 태양계의 진화를 직접 관찰할 수는 없으므로, 모형을 증명하는 것은 매우 어렵다.^[62] 하지만 시뮬레이션 결과와 현재 태양계의 모습을 비교함으로서 모형의 정확성을 측정할 수 있으며,^[62] 현재는 니스 모형을 통해 계산한 태양계의 모습이 현재 천문 관측 결과와 제일 잘 일치한다.^[63]

3. 1. 후기 대폭격

니스 모형은 태양계 형성 후 약 6억 년 뒤 달과 지구형 행성에 소행성 충돌이 급증했다는 후기 대폭격 가설을 설명하기 위해 도입되었다. 니스 모형에 따르면, 천왕성과 해왕성에 의해 외곽 미행성체가 흩어지며 행성 궤도를 가로질러 얼음 천체의 충돌 빈도가 급격히 늘어난다. 또한, 외행성 이동으로 평균 운동 및 세속 공명이 내태양계를 휩쓸게 된다. 이로 인해 소행성대 소행성들의 궤도 이심률이 커져 지구형 행성 궤도와 교차, 암석 천체 충돌도 증가한다.^[57] 이 과정에서 소행성대 질량의 약 90%가 제거된다.^[4]

니스 모형에서 달에 도달하는 미행성체 수는 후기 대폭격의 충돌구 기록과 일치한다.^[4] 그러나 예측되는 나머지 소행성 궤도 분포는 관측과 일치하지 않는다.^[36] 외태양계에서 목성 위성에 대한 충돌은 가니메데 분화를 일으키기 충분했지만, 칼리스토는 분화되지 않았다.^[12] 토성 내부 위성에 대한 얼음 미행성 충돌은 너무 강해 얼음 증발을 유발했다.^[13]

하지만 달 충돌구 연대에 대한 새로운 연구는 충돌구 수의 급증이 아닌, 시간에 따른 지수적 감소를 보여준다. 이는 후기 대폭격이 통계적 인공물일 수 있음을 시사한다.^[10] (4)베스타 표면의 동위원소 비율 측정 결과도 후기 대폭격 가설과 긴장 관계에 있다.^[11]

3. 2. 트로이군 및 소행성대

목성과 토성이 2:1 궤도 공명에 들어가면, 두 행성의 중력 교란으로 목성과 해왕성의 라그랑주 점 L₄ 및 L₅에 있던 트로이군 천체가 탈출하고, 바깥쪽 미행성대에서 새로운 천체가 포획된다.^[66] 트로이군 천체는 천칭동을 겪으며 주기적으로 L₄ 및 L₅ 지점으로 이동한다. 목성과 토성이 서로 가깝지만 공명을 일으키지 않을 때는 목성이 근일점에 대해 상대적으로 토성을 통과하는 위치가 서서히 순환하는데, 이 순환 주기와 트로이군의 칭동 주기가 공명하면 칭동이 커져 트로이군 상태를 벗어난다.^[59] 결과적으로 트로이군 공전 궤도 영역은 역학적 개방 상태가 되어, 천체가 자유롭게 진입 및 탈출할 수 있게 된다. 최초의 트로이군은 다수 탈출하고 교란을 겪은 미행성대 천체가 트로이군이 되며,^[56] 목성과 토성이 멀어져 트로이군 지역이 역학적 폐쇄 상태가 되면 트로이군 지역에 있는 미행성이 포획되어 현재까지 남아있게 된다.^[59] 포획된 트로이군의 궤도 경사각은 행성과의 잦은 접근이 원인이라고 설명할 수 있다.^[56] 시뮬레이션으로 산출된 트로이군의 칭동각과 궤도 이심률은 현대의 목성 트로이군 궤도와 일치한다.^[59] 이와 비슷한 과정으로 해왕성 트로이군이 형성된다.^[56]

목성이 안쪽으로 이동할 때 많은 미행성이 목성과의 궤도 공명에 포획되었을 수 있다. 3:2 공명에 남은 소행성은 힐다족을 형성하고, 궤도 긴반지름이 2.6 AU보다 크면 소행성대 바깥쪽의 안정된 궤도에 진입하였다.^[67] 포획된 천체끼리는 서로 충돌을 겪으며 크기가 지속적으로 작아져, 야르콥스키 효과와 포인팅-로버트슨 효과를 받으며 점점 태양 쪽으로 향하게 된다. 이 과정에서 소행성대의 질량 90% 가량이 사라지게 된다.^[68] 현재 존재하는 소행성의 크기-빈도 분포는 이 과정을 따랐을 때의 예상치와 일치한다.^[68]

3. 3. 외태양계 위성

니스 모형에서 천왕성과 해왕성은 미행성대에 진입하면서 미행성대를 교란시켰고, 이 과정에서 일부 미행성들이 이들 행성에 포획되어 불규칙 위성이 되었다.^[69] 미행성이 행성에 포획될 확률은 10⁻⁷ 정도로 비교적 높았다.^[69] 이 과정에서 위성은 어떤 각도로든 포획될 수 있었기 때문에, 규칙 위성과는 달리 행성의 적도면과 궤도면이 일치할 필요가 없었다. 그 결과 형성된 불규칙 위성의 궤도는 현대 관측 결과와 부합한다.^[69] 포획된 위성 간의 충돌로 현재 관측되는 위성군이 형성된 것으로 추정되며,^[70] 이는 이론적으로 현대 위성 분포를 설명하기 위해서도 필요하다.^[71]

트리톤은 두 미행성의 상호작용으로 포획되었다는 설도 있지만,^[72] 태양계 형성 초기에 기체 감속 효과로 포획되었을 가능성이 더 높다는 점에서 의문이 제기된다.^[73]

초기 니스 모형 시뮬레이션에서는 목성의 불규칙 위성 형성을 설명하지 못했는데, 이는 알려지지 않은 다른 작용 기전이 존재하거나 시뮬레이션이 기체 행성의 궤도 변화를 충분히 재현하지 못했기 때문으로 보인다.^[69]

3. 4. 카이퍼대 및 산란원반

해왕성이 카이퍼대로 이동하면서 2:1 궤도 공명으로 카이퍼대 전체를 뒤흔들고, 미행성체를 바깥쪽으로 이동시킨다.^[74] 역학적 마찰로 해왕성의 궤도가 원형으로 변하면 밀려난 궤도에서 고정된다. 이 지역은 해왕성과 짧게 상호작용하며 궤도 경사가 크게 바뀌지 않기 때문에, 역학적으로 차가운 지역(Dynamically-cold belt)이라고 부른다. 해왕성의 궤도 이심률이 줄어들면 고자이 메커니즘을 통해 일부 미행성의 궤도 경사가 증가하고, 나머지는 해왕성과의 궤도 공명을 이룬다. 이 두 경우는 역학적으로 뜨거운 지역(Dynamically-hot belt)을 이루며, 궤도 이심률과 경사가 큰 경향을 보인다.^[74]

해왕성 궤도의 이러한 진화는 공명 및 비공명 집단, 해왕성의 2:1 공명 지점에 외곽 경계, 그리고 원래의 미행성 원반에 비해 작은 질량을 생성한다.^[25] 초기 위치의 차이, 차가운 고전적 물체가 주로 외부 원반에서 유래하고 포획되는 과정은 이중 모드 경사각 분포와 그 구성과의 상관 관계를 설명할 수 있다.^[25]

하지만 이 방식으로 설명한 해왕성의 궤도 및 카이퍼대의 분포는 현실과 일부 다르다. 카이퍼대의 평균 궤도 이심률은 현재 0.07인데 반해 0.10 ~ 0.13 사이로 계산되며, 이심률이 큰 천체가 충분히 만들어지지 않는다. 차가운 천체 중 회색 천체가 완전히 없다는 사실도 설명하지 못한다.^[75] 니스 모형에서 예측한 저이심률 천체의 부족은 역학적으로 차가운 천체가 형성된 장소가 현재 존재하는 장소와 같을 가능성이 있음을 시사한다. 차가운 천체는 뜨거운 천체보다 붉은색이 두드러지게 나타나며, 이는 다른 지역에서 형성되어 구성 성분이 다른 것으로 보인다.^[75]^[76] 차가운 천체 중에는 이중 천체가 많은데, 해왕성에 의한 섭동을 받았다면 이중으로 남아있지 못했을 가능성이 높다.^[77] 만약 차가운 천체가 현재 존재하는 위치에서 형성되었다면, 해왕성의 궤도 이심률은 항상 작게 유지되었거나,^[78] 천왕성과의 강한 상호작용으로 인해 근일점 세차 운동이 급격히 일어났어야 한다.^[79]

3. 5. 오르트 구름

천왕성과 해왕성에 의해 5000 AU 이상으로 크게 산란된 천체는 태양계 행성의 중력적 영향을 거의 받지 않게 되고, 궤도 경사가 비교적 작은 오르트 구름의 안쪽을 이룬다.^[80] 이보다 더 바깥쪽으로 간 천체는 궤도 경사가 다양한 오르트 구름의 바깥쪽을 이루며, 다른 항성의 섭동을 받을 수 있다. 목성 및 토성에 의해 산란된 천체는 보통 태양계를 벗어난다.^[80] 최초의 미행성대 구성원 중 몇 퍼센트 가량이 이 과정으로 사라진다고 추정된다.^[81]

천왕성과 해왕성에 의해 더 큰 궤도(대략 5,000 천문단위)로 흩어진 천체들은 은하 조석에 의해 근일점이 상승하여 중간 정도의 경사를 가진 내부 오르트 구름을 형성하며, 행성의 영향을 받지 않게 될 수 있다.^[31] 더 큰 궤도에 도달한 다른 천체들은 근처 별들에 의해 섭동을 받아 등방성 경사를 가진 외부 오르트 구름을 형성할 수 있다. 목성과 토성에 의해 흩어진 천체들은 일반적으로 태양계에서 방출된다.^[31] 초기 미행성 원반의 몇 퍼센트는 이러한 저장소에 놓일 수 있다.^[32]

4. 니스 모형의 수정

니스 모형은 최초 발표 이후 관측 결과와의 차이가 밝혀지면서 여러 차례 수정되었다. 초기 태양계의 유체역학적 모델은 거대 행성들의 궤도가 수렴하여 일련의 공명에 포획될 것이라고 예측했다.^[82] 불안정 이전 목성과 토성의 2:1 공명 및 세속 공명의 영향으로 내부 태양계 천체 궤도가 변화될 수 있다는 점이 지적되었다. 이는 화성의 궤도가 다른 지구형 행성의 궤도를 교차하게 하여 내부 태양계를 불안정하게 만들거나, 지구형 행성의 궤도 이심률을 증가시킬 수 있다.^[84] 또한 소행성대의 궤도 분포도 변경되어 궤도 경사가 낮은 천체가 제거되고 경사가 큰 천체만 남게 된다.^[85]

예측과 관측 사이의 차이점으로는 목성의 불규칙 위성 포획 문제, 토성 위성의 얼음 승화, 카이퍼대 천체의 궤도 경사 문제, 내부 소행성대의 D형 소행성 존재 등이 있다. 이러한 문제점들을 해결하기 위해 니스 모형은 여러 차례 수정되었으며, 대표적인 수정 모형으로는 니스 2 모형과 점핑 주피터 시나리오가 있다.

4. 1. 니스 2 모형

니스 모형은 최초 발표 이후 관측 결과와의 차이가 나타나면서 많은 수정이 이루어졌다. 유체역학적 계산에 따르면, 기체 행성들은 모두 서로 일련의 궤도 공명으로 포획된다.^[82] 또한 목성과 토성의 2:1 궤도 공명을 통해 화성 또한 궤도 공명에 포획되어 내태양계가 불안정해질 정도로 궤도 이심률이 증가할 가능성도 제기되었다.^[84] 다른 지구형 행성 또한 불안정한 기간에 현재 궤도 수준을 넘는 교란을 겪을 수 있다.^[84]

이러한 궤도 공명과 관련된 수정 사항들을 반영한 모형을 흔히 니스 2 모형이라고 부른다.^[83] 니스 2 모형에서는 기체 원반을 도는 행성이 태양을 향해 이동한다는 유체역학적 계산 결과에 따라, 목성이 뜨거운 목성처럼 태양에 가까워질 수 있지만, 목성과 토성의 궤도 공명이 발생하면 이러한 현상이 일어나지 않는다.^[82] 이 상태에서 원반 외부에 명왕성 정도 크기 천체가 존재했다면 후기에 불안정성이 생길 수 있으며, 이를 통해 행성이 안쪽으로 이동하며 기존 니스 모형과 유사한 불안정성이 발생한다. 기존 니스 모형과 달리 불안정성이 발생하는 시점은 미행성대와 행성 간의 거리에 크게 영향을 받지 않는다.^[83]

4. 2. 점핑 주피터 시나리오

점핑 주피터 시나리오는 거대 얼음 행성이 목성과 만나 목성의 긴반지름이 널뛰듯 변화하는 현상을 설명한다. 이 시나리오에서는 먼저 얼음 행성이 토성과 만나 토성의 궤도를 안쪽으로 이동시키며, 이후 목성과 만나 목성의 궤도를 바깥쪽으로 밀어낸다. 그 결과, 목성과 토성의 궤도는 기존 예측처럼 부드럽게 이동하는 대신 단계적으로 분리된다.^[84]

이러한 목성과 토성 궤도의 급격한 변화는 지구형 행성 및 소행성대 천체의 이심률을 높이는 궤도 공명의 흐름을 제거한다.^[84]^[85] 또한, 목성은 이 과정에서 불규칙 위성을 포획할 수 있게 되며,^[86] 목성 트로이군은 비슷한 원리로 포획된다. 만약 다른 행성이 칭동점을 지나며 트로이군을 흩어놓았다면, 트로이군 양 측의 수가 다른 이유도 설명할 수 있다.^[87]

소행성대 천체는 대부분 보존되기 때문에, 후기 대폭격은 현재 헝가리아족으로 남아 있는 내부 소행성대 부분이 교란되며 형성된 것으로 추정된다.^[88] 일부 D형 소행성은 얼음 행성이 소행성대를 통과할 때 내부 소행성대에 궤도가 고정된다.^[89]

5. 5행성 니스 모형

시뮬레이션 결과 목성과 만난 기체 행성은 태양계 밖으로 튕겨나가는 경우가 많았다. 이를 바탕으로 초기 태양계에는 기체 행성이 5개 있었으나, 그중 하나가 불안정성 때문에 방출되었다는 가설이 제기되었다.^[90]^[91]

5행성 니스 모형은 기체 행성들이 3:2, 3:2, 2:1, 3:2 순서로 궤도 공명을 이루고, 그 바깥쪽에 미행성대가 있는 상태에서 시작한다.^[92] 궤도 공명이 깨지면서 행성 간 접근이 시작되기 전, 해왕성은 미행성대 안쪽인 28AU까지 이동한다.^[93] 이로 인해 원반 질량이 감소하여 목성의 이심률이 유지되고,^[94] 현재 관측되는 카이퍼대 천체의 궤도 경사 분포가 만들어진다.^[95] 불안정성이 커지는 동안 해왕성은 방출된 행성과만 만나기 때문에 궤도 이심률은 작게 유지되며, 이는 고전적 미행성대가 보존되도록 한다.^[93] 미행성대 질량 감소와 명왕성 정도 질량 천체들의 궤도 교란 효과는 토성 위성의 얼음 손실을 줄이는 데에도 기여한다.^[96] 니스 2 모형에서는 공명 붕괴가 늦고 불안정성 이전 해왕성이 28AU로 이동하는 것이 불가능하다고 여겨졌으나, 이는 공명 탈출 이후 수백만 년에 걸친 먼지로 인한 행성 이동으로 설명할 수 있다.^[97]

최근 연구에 따르면 5행성 니스 모형에서 지구형 행성의 궤도를 재현할 가능성은 낮은 것으로 나타났다. 이는 불안정성이 지구형 행성 형성 이전에 발생하여 후기 대폭격의 원인이 될 수 없음을 의미하지만,^[98]^[99] 초기 불안정성을 가정하여 얻는 이론적 이점은 소행성대를 보존하기 위한 목성 및 토성의 큰 이동으로 인해 줄어들기도 한다.^[100]^[101]

참조

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