Scénář skákajícího Jupitera představuje možný průběh migrace obřích planet ve sluneční soustavě. Je pokusem o upřesnění tzv. modelu z Nice. Podle tohoto scénáře se ledoví obři (Uran, Neptun a hypotetická planeta o hmotnosti Neptunu) dostali nejprve do interakce se Saturnem a posléze s Jupiterem, což vedlo k oddálení jejich oběžných drah v několika poměrně náhlých krocích. Scénář navrhli astronomové Ramon Brasser, Alessandro Morbidelli, Rodney Gomes, Kleomenis Tsiganis a Harold Levison poté, co se ukázalo, že do té doby předpokládané plynulé oddalování Jupiteru a Saturnu by vyústilo ve zcela odlišné složení vnitřních částí sluneční soustavy, než jaké pozorujeme dnes. Postup sekulárních rezonancí vnitřní sluneční soustavou během migrace obou obrů by totiž zvýšil excentricitu drah terestrických planet a v pásmu planetek by se zase zvýšil poměr těles s vysokým a nízkým sklonem oběžné dráhy. Oddálení Jupiteru a Saturnu v náhlých krocích, jak to popisuje tzv. scénář skákajícího Jupitera, se od původního modelu z Nice liší i v jiných aspektech: významně se snižuje počet dopadů těles z pásu planetek na měsíční povrch během období pozdního těžkého bombardování, většina Jupiterových trojánů je zachycena alternativním mechanismem a Jupiter získává své nepravidelné měsíce stejným procesem jako jiné planety. Protože v simulacích tohoto procesu často došlo k odvržení některého z ledových obrů mimo sluneční soustavu, byla navržena existence ještě jedné obří planety v raných fázích vývoje soustavy.
Pozadí
Původní model z Nice Původní model z Nice počítá s tím, že na počátku tvořily obří planety kompaktní skupinu na téměř kruhových oběžných dráhách. Interakce s planetesimálami pocházejícími z vnějších částí disku způsobovaly jejich pomalou migraci. Tento proces trval, dokud se planety Jupiter a Saturn nedostaly do vzájemné dráhové rezonance 2:1. Během přechodu přes tuto rezonanci se zvýšila výstřednost jejich drah, což zase způsobilo narušení a zvýšení excentricity drah Uranu a Neptunu, takže celý systém se stal chaotičtějším a dráhy se začaly křížit. Gravitační setkání planet způsobilo, že Uran a Neptun byli odmrštěni směrem ven z planetesimálního disku, který byl narušen a mnoho planetesimál začalo křižovat dráhy planet. Následovala rychlá fáze oddalování obřích planet, která pokračovala, dokud se planetesimální disk nevyčerpal. V počítačových simulacích modelu z Nice se obří planety nakonec dostaly na dráhy podobné dráhám v současné sluneční soustavě.
Modifikované počáteční podmínky V pozdějších verzích modelu z Nice byly počáteční podmínky modifikovány tak, aby odpovídaly novým modelům vývoje raných fází sluneční soustavy, kdy se obří planety teprve formovaly v plynném disku. Počítačové simulace několikanásobného systému obřích planet obíhajících v plynném disku naznačily, že planety by obíhaly různými rychlostmi, což by vedlo k tomu, že by se uchytily ve vzájemných rezonancích. Pierens a Nelson se soustředili na Jupiter a Saturn a ukázali, že tyto planety mohly být (za určitých specifických podmínek) zachyceny ve vzájemné rezonanci 3:2. Jakmile se v této rezonanci ocitnou, jejich postup směrem dovnitř soustavy může být zastaven a naopak může být zahájen přesun směrem ven. Rozsah migrace do vnějších oblastí závisí na několika fyzikálních vlastnostech sluneční mlhoviny. Přidání dalších planet do modelu pak způsobuje, že se zachytávají v dalších rezonancích. Výsledkem je systém, v němž se každá z planet ocitá v rezonanci se svým nejbližším sousedem. Bylo identifikováno několik stabilních čtyřnásobných rezonancí. Jakmile zmizí plynný disk, může se čtyřnásobná rezonance narušit vlivem interakcí s planetesimálami z vnějšího disku. Následný vývoj se podobá původnímu modelu z Nice, přičemž gravitační setkání mezi planetami začnou krátce po narušení čtyřnásobné rezonance nebo poté, co se Jupiter a Saturn dostanou vlivem planetesimál přes svou vzájemnou rezonanci 5:3. Oba případy se od původního modelu liší v tom, že nestabilita začíná, když se Jupiter a Saturn nachází blíže sebe, a v tom, že přechod přes rezonanci 2:1 nastává během rychlé fáze vzájemného oddalování.
Alternativní spouštěč nestability Zahrnutí gravitačních interakcí mezi planetesimálami odhalilo další možný mechanismus vyvolání nestability obřích planet nacházejících se ve vzájemné rezonanci. Počítačové simulace, které zahrnuly tyto meziplanetesimální interakce, ukázaly, že se přenáší energie mezi planetesimálami a obřími planetami. Tento přenos vedl k migraci planet směrem ke Slunci, a to i v případě, kdy se nevyskytovala žádná přímá setkání mezi planetesimálami a planetami. Bližší zkoumání naznačilo, že energie se mohla přenášet vlivem provázanosti průměrné výstřednosti planetesimálního disku a velké poloosy dráhy vnějších planet. Protože tyto planety byly uzamknuty v rezonanci, byl důsledkem migrace směrem dovnitř také nárůst excentricity dráhy vnitřního ledového obra. Nakonec pak přechod přes sekulární rezonance během migrace způsobil, že vzájemné rezonance byly narušeny. Gravitační setkání začala velmi brzy poté, protože planety se v systému rezonancí do té doby zároveň nacházely velmi blízko sebe. Počítačové simulace ukázaly, že načasování těchto setkání vlivem popsaného mechanismu je poměrně nezávislé na vzdálenosti mezi vnějšími planetami a planetesimálním diskem, a typicky nastanou po několika stovkách miliónů let. Kombinace tohoto mechanismu a modifikovaných počátečních podmínek byla nazvána model z Nice 2.
Omezení možného vývoje sluneční soustavy Ramon Brasser, Alessandro Morbidelli, Rodney Gomes, Kleomenis Tsiganis a Harold Levison publikovali sérii tří prací, v nichž analyzovali vývoj oběžných drah ve sluneční soustavě během období planetární migrace. Jejich výzkum dospěl k několika omezením, na které podle nich tento vývoj ve vnějších oblastech soustavy narážel. Některá z nich pak shledali nekompatibilními s představou plynulé migrace Jupiteru poháněnou interakcemi s planetesimálami poté, co překročil rezonanci 2:1 se Saturnem.
V první práci autoři zkoumali, jak kdysi vypadaly vnější části sluneční soustavy. Počítačové simulace naznačily, že plynulá migrace vnějších planet by neskončila na drahách s takovou výstředností, jakou mají dnes. Navíc se ukázalo, že překročení rezonance Jupiteru se Saturnem 2:1 sice reprodukuje střední hodnoty výstřednosti drah těchto planet, nikoliv však oscilace těchto výstředností. Autoři dospěli k názoru, že k reprodukci někdejšího stavu sluneční soustavy je kromě překročení rezonance 2:1 potřeba také gravitačního setkání Saturnu s jedním z ledových obrů. K současnému stavu sluneční soustavy by podle nich vedl také alternativní scénář setkání jednoho z ledových obrů s oběma ostatními plynnými obry.
Druhá práce analyzovala dynamický vývoj terestrických planet. Výstřednosti drah terestrických planet se totiž v počítačových simulacích dostávaly vlivem plynných obrů za své současné hodnoty. Bylo to důsledkem sekulární rezonance v5 postupující vnitřní oblastí sluneční soustavy. Autoři také dospěli k závěru, že pokud by Jupiter a Saturn překročili svou vzájemnou rezonanci 2:1 během své rychlé fáze vzájemného oddalování, pak by také některé přechody rezonance v5 (s Marsem a se Zemí) byly dostatečně rychlé na to, aby nedošlo k významným změnám v oběžných drahách těchto terestrických planet. Původní verze modelu z Nice se s tímto problémem nedokázala vypořádat a např. excentricita oběžné dráhy Marsu se v počítačových simulacích zvyšovala natolik, že destabilizovala celou vnitřní oblast sluneční soustavy. Problematickými zůstaly rezonance s Venuší a Merkurem. Autoři studie došli k názoru, dopady přechodu rezonancí na excentricitu drah těchto planet by nemusely být dramatické, ovšem jen za určitých specifických okolností. Kromě toho přišli s myšlenkou, že problém by se vyřešil, pokud by gravitační setkání některého z ledových obrů se Saturnem a Jupiterem způsobila, že by se poměr oběžných dob Saturnu a Jupiteru skokově zvýšil z méně než 2,1 na více než 2,3. Tuto alternativu nazvali „scénář skákajícího Jupitera“.
V další studii pak tito autoři zvažovali strukturu oběžných drah v pásu planetek. Dospěli k závěru, že dříve uvažovaná migrace obřích planet by způsobila, že sekulární resonance v6 by z pásu vymetla planetky s nízkým sklonem oběžné dráhy a rezonance v16 by zase sklon planetek zvyšovala, což by vedlo k příliš velkému poměru planetek s vysokým sklonem vůči planetkám se sklonem malým. Počítačové simulace však ukázaly, že vezme-li se v úvahu scénář skákajícího Jupitera, pak se distribuce různých sklonů oběžných drah mezi planetkami nijak významně nezmění.
Popis scénáře skákajícího Jupitera Scénář skákajícího Jupitera umožňuje, aby se modely vývoje sluneční soustavy ve výsledku přiblížily jejímu současnému stavu. Základem je předpoklad, že se poměr oběžných dob Jupiteru a Saturnu rychle změnil z 2,1 na 2,3. Podle tohoto scénáře je některý z ledových obrů odmrštěn Saturnem směrem dovnitř sluneční soustavy na dráhu křížící se s dráhou Jupitera, který ho následně zase odmrští směrem ven. Takto se při prvním zmíněném setkání velká poloosa dráhy Saturnu zvýší a při druhém velká poloosa Jupiteru zmenší, přičemž důsledkem je prudké zvětšení poměru jejich oběžných dob. Tento proces je v některých počítačových simulacích ještě mnohem složitější, neboť vzájemných setkání obou obřích planet s dotyčným ledovým obrem může být v průběhu 10 000 až 100 000 let i několik. Série gravitačních setkání končí, jakmile dynamické tření mezi ledovým obrem a planetesimálním diskem posune jeho perihélium až za oběžnou dráhu Saturnu nebo když je vymeten ven ze sluneční soustavy. Tento scénář se objevil i u některých počítačových simulací původního modelu z Nice. Autoři tehdejších studií k tomu poznamenali, že šance vyslání ledového obra Saturnem na dráhu křížící se s dráhou Jupitera vzrůstá, pokud by původní vzdálenost mezi nimi byla menší než 3 AU, a že pokud by planetesimální disk měl hmotnost rovnající se 35násobku hmotnosti Země, pak by ve všech 14 zkoumaným případech došlo k odmrštění ledového obra ven ze soustavy.
Důsledky scénáře pro předchozí vývoj sluneční soustavy Kromě toho, že scénář skákajícího Jupitera se od původního modelu z Nice liší tím, že zachovává nízké výstřednosti drah terestrických planet a ponechává nezměněnou také distribuci oběžných drah planetek dnešního hlavního pásu (v porovnání se stavem před migrací plynných obrů), tak je zde ještě několik dalších rozdílů. Odlišné jsou oblasti, které byly zdrojem těles dopadajících na povrch Měsíce během fáze pozdního těžkého bombardování, průběh formování pásu planetek či mechanismus zachycení Jupiterových nepravidelných měsíců a trojánů. Scénář také připouští, že ve sluneční soustavě v minulosti obíhalo více ledových obrů.
Pozdní těžké bombardování Ze scénáře skákajícího Jupitera vyplývá mnohem menší počet malých těles mířících do vnitřních částí sluneční soustavy během období pozdního těžkého bombardování. Počítačové simulace pásu planetek ukázaly, že v takovém případě by bylo vymeteno přibližně 50 % planetek, v porovnání s 90 %, které předpokládal původní model z Nice. Souhrnná hmotnost planetek dopadnuvších na vnitřní planety se ve scénáři skákajícího Jupitera snížila o 1 řád, s tím, že hlavními ohrožujícími tělesy zůstaly komety. Tento závěr je však v rozporu s důkazy naznačujícími, že tělesa, po jejichž dopadu se vytvořily měsíční pánve, nepatřila mezi komety. Problém by snad mohla vyřešit studie z roku 2012, podle níž by zdrojem dopadajících těles mohl být pás planetek, který se v dávných dobách sluneční soustavy rozprostíral až k oběžné dráze Marsu. Planetky tohoto rozšířeného pásu se nacházely na stabilních drahách až do doby, kdy se k nim během své migrace přiblížili plynní obři. Následně byly jejich oběžné dráhy destabilizovány sekulární resonancí v6, která je během pozdního těžkého bombardování poslala na dráhy křížící se s dráhou Země.
Pás planetek