Коротко и по сути — механизмы, какие численные эксперименты нужны и какие наблюдательные данные критичны для восстановления истории миграции газовых гигантов.

1) Физика резонансов и формирования «щелей Кирквуда»

Условие среднего движения (MMR): тела в резонансе (p!:!(p+q)) удовлетворяют
[
(p+q)\,n_J - p\,n = 0,
]
где (n_J,n) — средние движения Юпитера и астероида (альтернативно (\frac{T}{T_J}=\frac{p}{p+q})). Механизмы удаления/экситации:
Резонансный накач эксцентриситета/наклона при удержании в шаре резонанса → столкновения/эскалация и последующее выбивание из пояса.Нелинейные эффекты: перекрытие соседних резонансов (Chirikov) ведёт к хаосу и экспоненциальной диффузии орбит.Секулярные резонансы (напр. (\nu_6)) переводят малые тела в планетокроссеры.«Свипинг» резонансов при миграции планет: при перемещении Юпитера/Сатурна резонансные зоны проходят через пояс и либо захватывают тела (при медленной миграции) либо быстро выметают их (при быстрой).Ключевые масштабы:
Ширина резонанса и время либрации задают вероятность захвата; условие адiabатичности: миграционный масштаб времени (\tau{mig}) должен быть значительно больше периода либрации (T{lib}) для эффективного захвата:
[
\tau{mig} \gg T{lib}.
]Приближённый масштаб хаотической зоны вокруг планеты (Wisdom):
[
\Delta a \sim 1.3\,\mu^{2/7} a_p,
]
где (\mu = Mp/M\odot), (a_p) — большая полуось планеты.

2) Какие численные эксперименты нужны

Серии N‑body симуляций с тест‑частицами и/или самосогласованными планетезималями:
Вариация сценариев миграции: плавная газопланетная миграция, планетообразный обмен (Nice‑модель), «скачки» орбит (jumping‑Jupiter).Параметрический сет: скорость миграции (\dot a_J), амплитуда (\Delta a_J), изменение эксцентриситета/наклона Юпитера, наличие/отсутствие взаимодействий с планетезималями.Интеграторы: symplectic (Mercury, SWIFT, REBOUND) с возможностью внешних сил (имитация газового диска или планетезимального дрифта).Включение физических процессов малого тела:
Yarkovsky/YORP для размер‑зависимой диффузии полуоси ((\dot a \propto 1/D)), где (D) — диаметр; важно для перераспределения мелких астероидов за сотни Мa–Gyr.Коллизионная эволюция и разрушение (SFD‑эволюция).Размер‑зависимая вероятность захвата/выбивания в резонансах.Самосогласованные симуляции с планетезималями (тысячи—миллионы тел) для оценки моментального обмена импульса и стохастичности миграции.Эксперименты «зондирования»:
Пуск большого числа тест‑частиц с разным начальными условиями (распределение a,e,i и таксономической принадлежности), отслеживание их судьбы.Варьирование начального градиента таксономии и SFD, чтобы посмотреть, какие входные условия дают современные наблюдаемые профили.Количественные метрики для сравнения с данными: распределение по большой полуоси (включая локальные «щели»), распределение по proper‑элементам (a_p,e_p,i_p), SFD по областям, таксономические фракции, количество захваченных троянцев/хильд/резонантных популяций.

3) Наблюдательные данные и метрики сравнения (что нужно собрать/использовать)

Орбитальные данные:
Набор proper‑элементов (a_p,e_p,i_p) всего пояса (AstDyS, MPC) с оценкой погрешностей.Количественная карта «щелей Кирквуда» (профили плотности по a с достаточным разрешением).Попulations в сильных резонансах (Hilda, J3:2; троянцы L4/L5): численность, SFD, распространение e,i.Размеры и SFD:
Диаметры и альбедо (WISE/NEOWISE, Akari) — SFD в разных регионах пояса (внутренний/средний/внешний).H‑распределения и их преобразование в SFD с учётом альбедо.Таксономия и спектры:
Цветовые/спектральные данные (SDSS, SMASS, S3OS2, visible+NIR), распределение классов (S, C, D и т.д.) по a,e,i.Карты compositional mixing: радиальные градиенты и наличие «перемешанности» (например, D‑типов во внешнем и C/S во внутреннем поясе).Семьи астероидов:
Каталоги семейств (Nesvorný), их возрастные оценки, SFD внутри семейств, обрыв на резонансах.Физические параметры, помогающие моделировать Yarkovsky:
Вращения и оси (lightcurves), тепловые параметры (термальная инерция) для оценок (\dot a).Доп. ограничения:
Данные о троянах и хильдах (численности, спектры) для проверки захвата во время миграции.Метеоритные данные: возраста макроконтактной экспозиции, составы — связь с источниками в поясе.Кратерные хроники (Луна, Марс) как индикатор времени всплесков поставки малых тел.

4) Стратегия восстановления истории миграции (практический план)

Провести большой набор симуляций, покрывающий пространство параметров миграции (скорость, плавность vs. скачки, время начала), с включением размер‑зависимой физики (Yarkovsky, коллизии).Для каждой модели вычислить предсказанные наблюдаемые: плотность по a (включая щели), SFD по радиальным ячейкам, таксономическое распределение, численность резонантных популяций и семей.Сравнение моделей и наблюдений многокритериальными метриками (KS‑тесты, likelihood, Bayesian model selection). Ключевые реперные точки: положение и глубина щелей, степень радиального перемешивания таксономии, численность троянцев/хильд, возрастные сигнатуры семейств.Исключить/поддержать сценарии: быстрый неадиабатический проход резонансов (малый захват, резкие щели) vs. медленная адiabатическая миграция (много захвата, меньше выметания).

5) Ключевые диагностические признаки в данных

Глубокие, широченные щели в местах сильных MMR → свидетельство сильного выметания резонансом (возможно быстрый свип).Наличие значительной радиальной перемешанности таксономии (S‑типы в внешнем поясе, D‑/P‑типы внутри) — сигнал крупномасштабной перестановки/захвата малых тел при миграции.Численность и SFD троянцев/хильд — чувствительна к моменту и скорости миграции.Наличие и распределение семейств, их возраст vs. расположение относительно резонансов — контрольные «маяки» времени событий.

Коротко: для восстановления истории миграции нужны комплексные N‑body симуляции (с тест‑частицами и самосогласованными планетезималями), включающие размер‑зависимые силы (Yarkovsky), коллизии и варианты миграции (плавно/скачками), и сравнение предсказанных распределений (proper‑a,e,i; SFD; таксономия; популяции резонансов) с обширными наблюдениями (AstDyS/MPC, WISE/NEOWISE, SDSS/SMASS, каталоги семейств). Только многомерное сравнение этих наборов данных позволит ограничить скорость, амплитуду и характер миграции газовых гигантов.