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Articulo de referencia

Modelo Niza de cinco planetas

Representación artística del sistema solar primitivo. El modelo de Nice de cinco planetas es un modelo numérico del Sistema Solar primitivo que constituye una variación revisada...

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Representación artística del sistema solar primitivo.

El modelo de Nice de cinco planetas es un modelo numérico del Sistema Solar primitivo que constituye una variación revisada del modelo de Nice . Comienza con cinco planetas gigantes : los cuatro que existen en la actualidad, más un gigante de hielo adicional entre Saturno y Urano en una cadena de resonancias de movimiento medio .

Tras la ruptura de la cadena de resonancia, los cinco planetas gigantes experimentan un período de migración impulsada por planetesimales , seguido de un período de inestabilidad orbital con encuentros gravitacionales entre planetas similares a los del modelo de Niza original. Durante la inestabilidad, el planeta gigante adicional se dispersa hacia el interior, formando una órbita que cruza la de Júpiter, y es expulsado del Sistema Solar tras un encuentro con este último . El modelo se propuso formalmente por primera vez en 2011, después de que las simulaciones indicaran que era más probable que reprodujera el Sistema Solar actual que un modelo de Niza con cuatro planetas. [ 1 ]

Un modelo de Niza de cinco planetas

A continuación se presenta una versión del modelo de Niza de cinco planetas que resulta en una inestabilidad temprana y reproduce varios aspectos del Sistema Solar actual. Si bien en el pasado la inestabilidad de los planetas gigantes se ha vinculado al Bombardeo Intenso Tardío , varios estudios recientes indican que la inestabilidad de los planetas gigantes ocurrió tempranamente . [ 2 ] [ 3 ] [ 4 ] [ 5 ] El Sistema Solar podría haber comenzado con los planetas gigantes en otra cadena de resonancia. [ 6 ]

El Sistema Solar finaliza su fase de nebulosa con Júpiter , Saturno y los tres gigantes de hielo en una cadena de resonancia 3:2, 3:2, 2:1, 3:2 con semiejes mayores que van de 5,5 a 20 UA . Un disco denso de planetesimales orbita más allá de estos planetas , extendiéndose de 24 UA a 30 UA. [ 6 ] Los planetesimales en este disco se agitan debido a las interacciones gravitacionales entre ellos, aumentando las excentricidades e inclinaciones de sus órbitas. El disco se expande a medida que esto ocurre, empujando su borde interior hacia las órbitas de los planetas gigantes. [ 5 ] Las colisiones entre planetesimales en el disco exterior también producen escombros que se pulverizan en una cascada de colisiones. El polvo gira en espiral hacia adentro hacia los planetas debido al arrastre de Poynting-Robertson y finalmente alcanza la órbita de Neptuno . [ 6 ] Las interacciones gravitacionales con el polvo o con los planetesimales dispersos hacia el interior permiten que los planetas gigantes escapen de la cadena de resonancia aproximadamente diez millones de años después de la disipación del disco de gas . [ 6 ] [ 7 ]

Los planetas experimentan entonces una migración impulsada por planetesimales al encontrarse e intercambiar momento angular con un número creciente de planetesimales. [ 6 ] Durante estos encuentros se produce una transferencia neta de planetesimales hacia el interior y una migración de Neptuno hacia el exterior, ya que la mayoría de los que se dispersan hacia el exterior regresan para ser encontrados de nuevo, mientras que algunos de los que se dispersan hacia el interior no pueden regresar después de encontrarse con Urano . Un proceso similar ocurre con Urano, el gigante de hielo adicional, y Saturno, lo que resulta en su migración hacia el exterior y una transferencia de planetesimales hacia el interior desde el cinturón exterior hacia Júpiter. Júpiter, en cambio, expulsa la mayoría de los planetesimales del Sistema Solar y, como resultado, migra hacia el interior. [ 8 ] Después de 10 millones de años, la migración divergente de los planetas conduce a cruces de resonancia, excitando las excentricidades de los planetas gigantes y desestabilizando el sistema planetario cuando Neptuno está cerca de 28 UA. [ 9 ]

El gigante de hielo adicional es expulsado durante esta inestabilidad. El gigante de hielo adicional entra en una órbita que cruza Saturno después de que su excentricidad aumenta y es dispersado hacia adentro por Saturno hacia una órbita que cruza Júpiter. Los encuentros gravitacionales repetidos con el gigante de hielo causan saltos en los semiejes mayores de Júpiter y Saturno, impulsando una separación escalonada de sus órbitas y llevando a un rápido aumento de la relación de sus períodos hasta que es mayor que 2,3. [ 10 ] El gigante de hielo también encuentra Urano y Neptuno y cruza partes del cinturón de asteroides a medida que estos encuentros aumentan la excentricidad y el semieje mayor de su órbita. [ 11 ] Después de 10 000–100 000 años, [ 12 ] el gigante de hielo es expulsado del Sistema Solar después de un encuentro con Júpiter, convirtiéndose en un planeta errante . [ 1 ] Los planetas restantes continúan migrando a un ritmo decreciente y se acercan lentamente a sus órbitas finales a medida que se elimina la mayor parte del disco planetesimal restante. [ 13 ]

Efectos del Sistema Solar

Las migraciones de los planetas gigantes y los encuentros entre ellos tienen muchos efectos en el Sistema Solar exterior. Los encuentros gravitacionales entre los planetas gigantes excitan las excentricidades e inclinaciones de sus órbitas. [ 14 ] Los planetesimales dispersados ​​hacia adentro por Neptuno entran en órbitas que cruzan los planetas donde pueden impactar los planetas o sus satélites [ 15 ] Los impactos de estos planetesimales dejan cráteres y cuencas de impacto en las lunas de los planetas exteriores , [ 16 ] y pueden resultar en la disrupción de sus lunas interiores. [ 17 ] Algunos de los planetesimales son capturados por salto como troyanos de Júpiter cuando el semieje mayor de Júpiter salta durante los encuentros con el gigante de hielo expulsado. Un grupo de troyanos de Júpiter puede agotarse en relación con el otro si el gigante de hielo pasa a través de él después del último encuentro del gigante de hielo con Júpiter. Más tarde, cuando Júpiter y Saturno están cerca de resonancias de movimiento medio , otros troyanos de Júpiter pueden ser capturados a través del mecanismo descrito en el modelo original de Niza . [ 18 ] [ 19 ] Otros planetesimales son capturados como satélites irregulares de los planetas gigantes a través de interacciones de tres cuerpos durante encuentros entre el gigante de hielo eyectado y los otros planetas. Los satélites irregulares comienzan con un amplio rango de inclinaciones que incluyen órbitas progradas, retrógradas y perpendiculares. [ 20 ] La población se reduce más tarde a medida que aquellos en órbitas perpendiculares se pierden debido al mecanismo de Kozai , [ 21 ] y otros se rompen por colisiones entre ellos. [ 22 ] Los encuentros entre planetas también pueden perturbar las órbitas de los satélites regulares y pueden ser responsables de la inclinación de la órbita de Jápeto . [ 23 ] El eje de rotación de Saturno puede haberse inclinado cuando cruzó lentamente una resonancia de giro-órbita con Neptuno. [ 24 ] [ 25 ]

Muchos de los planetesimales también se implantan en varias órbitas más allá de la órbita de Neptuno durante su migración. Mientras Neptuno migra hacia afuera varias UA, el cinturón de Kuiper clásico caliente y el disco disperso se forman cuando algunos planetesimales dispersados ​​hacia afuera por Neptuno son capturados en resonancias, experimentan un intercambio de excentricidad vs inclinación a través del mecanismo de Kozai y son liberados a órbitas estables de perihelio más alto. [ 9 ] [ 26 ] Los planetesimales capturados en la resonancia 2:1 de barrido de Neptuno durante esta migración temprana son liberados cuando un encuentro con el gigante de hielo hace que su semieje mayor salte hacia afuera, dejando atrás un grupo de objetos de baja inclinación y baja excentricidad en el cinturón de Kuiper clásico frío con semiejes mayores cerca de 44 UA. [ 27 ] Este proceso evita encuentros cercanos con Neptuno, lo que permite que los sistemas binarios débilmente ligados , incluidos los sistemas binarios 'azules', sobrevivan. [ 28 ] Se evita un exceso de plutinos de baja inclinación debido a una liberación similar de objetos de la resonancia 3:2 de Neptuno durante este encuentro. [ 27 ] La modesta excentricidad de Neptuno después del encuentro, [ 29 ] o la rápida precesión de su órbita, [ 30 ] permite que el disco primordial de objetos fríos clásicos del cinturón de Kuiper sobreviva. [ 31 ] Si la migración de Neptuno es lo suficientemente lenta después de este encuentro, la distribución de excentricidad de estos objetos puede ser truncada por resonancias de movimiento medio de barrido, dejándola con un escalón cerca de la resonancia 7:4 de Neptuno. [ 32 ] A medida que Neptuno se acerca lentamente a su órbita actual, los objetos quedan en órbitas fosilizadas de alto perihelio en el disco disperso. [ 33 ] [ 13 ] Otros con perihelios más allá de la órbita de Neptuno pero no lo suficientemente altos como para evitar interacciones con Neptuno permanecen como objetos dispersores, [ 26 ] y aquellos que permanecen en resonancia al final de la migración de Neptuno forman las diversas poblaciones resonantes más allá de la órbita de Neptuno. [ 34 ] Los objetos que se dispersan a órbitas de semieje mayor muy grandes pueden ver sus perihelios elevados más allá de las influencias de los planetas gigantes por la marea galáctica o perturbaciones de estrellas que pasan, depositándolos en la nube de Oort . Si el hipotético Planeta Nueve estuviera en su órbita propuesta en el momento de la inestabilidad, se capturaría una nube de objetos aproximadamente esférica con semiejes mayores que oscilarían entre unos pocos cientos y unos pocos miles de UA. [ 26 ]

En el sistema solar interior, los impactos de la inestabilidad varían según su momento y duración. Una inestabilidad temprana podría haber sido responsable de la eliminación de la mayor parte de la masa de la región de Marte, dejando a Marte más pequeño que la Tierra y Venus. [ 35 ] Una inestabilidad temprana también podría resultar en el agotamiento del cinturón de asteroides , [ 36 ] y si se extendió durante unos cientos de miles de años, la excitación de sus excentricidades e inclinaciones. [ 37 ] Las familias de asteroides colisionantes pueden dispersarse debido a interacciones con diversas resonancias y por encuentros con el gigante de hielo cuando cruza el cinturón de asteroides. [ 38 ] Los planetesimales del cinturón exterior se incrustan en el cinturón de asteroides como asteroides de tipo P y D cuando su afelio desciende por debajo de la órbita de Júpiter mientras están en resonancia o durante encuentros con el gigante de hielo, y algunos llegan al cinturón de asteroides interior debido a encuentros con el gigante de hielo. [ 39 ] Una inestabilidad tardía tendría que ser breve, impulsando una rápida separación de las órbitas de Júpiter y Saturno, para evitar la excitación de las excentricidades de los planetas interiores debido al barrido de resonancia secular . [ 40 ] Esto también conduciría a cambios más modestos en las órbitas de los asteroides si el cinturón de asteroides tuviera una masa inicial baja, [ 11 ] o si hubiera sido agotado y excitado por el Gran Vuelco , posiblemente desplazando la distribución de sus excentricidades hacia la distribución actual. [ 41 ] Una inestabilidad tardía también podría resultar en que aproximadamente la mitad de los asteroides escapen del núcleo de un cinturón de asteroides previamente agotado (menos que en el modelo original de Niza ) [ 15 ] lo que llevaría a un bombardeo menor, pero extendido, de los planetas interiores por objetos rocosos cuando una extensión interna del cinturón de asteroides se vea interrumpida cuando los planetas alcancen sus posiciones actuales. [ 42 ]

Desarrollo del modelo de Niza

Cuatro modelos planetarios

Las teorías actuales de formación planetaria no permiten la acreción de Urano y Neptuno en sus posiciones actuales. [ 43 ] El disco protoplanetario era demasiado difuso y las escalas de tiempo demasiado largas [ 44 ] para que se formaran mediante acreción de planetesimales antes de que el disco de gas se disipara, y los modelos numéricos indican que la acreción posterior se detendría una vez que se formaran planetesimales del tamaño de Plutón. [ 45 ] Aunque los modelos más recientes que incluyen la acreción de guijarros permiten un crecimiento más rápido, la migración hacia el interior de los planetas debido a las interacciones con el disco de gas los deja en órbitas más cercanas. [ 46 ]

Ahora se acepta ampliamente que el Sistema Solar era inicialmente más compacto y que los planetas exteriores migraron hacia afuera hasta sus posiciones actuales. [ 47 ] La migración de los planetas exteriores impulsada por planetesimales fue descrita por primera vez en 1984 por Fernández e Ip. [ 48 ] Este proceso es impulsado por el intercambio de momento angular entre los planetas y planetesimales originados en un disco exterior. [ 49 ] Los primeros modelos dinámicos asumieron que esta migración era suave. Además de reproducir las posiciones actuales de los planetas exteriores, [ 50 ] estos modelos ofrecieron explicaciones para: las poblaciones de objetos resonantes en el cinturón de Kuiper, [ 51 ] la excentricidad de la órbita de Plutón , [ 52 ] las inclinaciones de los objetos calientes clásicos del cinturón de Kuiper y la retención de un disco disperso, [ 53 ] y la baja masa del cinturón de Kuiper y la ubicación de su borde exterior cerca de la resonancia 2:1 con Neptuno. [ 54 ] Sin embargo, estos modelos no lograron reproducir las excentricidades de los planetas exteriores, dejándolos con excentricidades muy pequeñas al final de la migración. [ 14 ]

En el modelo original de Nice, las excentricidades de Júpiter y Saturno se excitan cuando cruzan su resonancia 2:1 , desestabilizando el Sistema Solar exterior . Se produce una serie de encuentros gravitacionales durante los cuales Urano y Neptuno se dispersan hacia afuera en el disco planetesimal. Allí dispersan una gran cantidad de planetesimales hacia adentro, acelerando la migración de los planetas. La dispersión de planetesimales y el barrido de resonancias a través del cinturón de asteroides producen un bombardeo de los planetas interiores. Además de reproducir las posiciones y excentricidades de los planetas exteriores, [ 8 ] el modelo original de Nice proporcionó el origen de: los troyanos de Júpiter , [ 19 ] y los troyanos de Neptuno ; [ 55 ] los satélites irregulares de Saturno, Urano y Neptuno; [ 21 ] las diversas poblaciones de objetos transneptunianos ; [ 56 ] la magnitud de, y con las condiciones iniciales adecuadas, el momento del Bombardeo Pesado Tardío . [ 15 ]

Sin embargo, las resonancias seculares de barrido perturbarían las órbitas de los objetos del Sistema Solar interior si la migración de Júpiter fuera lenta y suave. La resonancia secular ν 5 cruza las órbitas de los planetas terrestres excitando sus excentricidades. [ 57 ] Mientras Júpiter y Saturno se acercan lentamente a su resonancia 2:1, la excentricidad de Marte alcanza valores que pueden resultar en colisiones entre planetas o en la expulsión de Marte del Sistema Solar. Las versiones revisadas del modelo de Niza que comienzan con los planetas en una cadena de resonancias evitan este lento acercamiento a la resonancia 2:1. Sin embargo, las excentricidades de Venus y Mercurio suelen excitarse más allá de sus valores actuales cuando la resonancia secular ν 5 cruza sus órbitas. [ 10 ] Las órbitas de los asteroides también se alteran significativamente: la resonancia secular ν 16 excita las inclinaciones y la resonancia secular ν 6 excita las excentricidades, eliminando los asteroides de baja inclinación a medida que recorren el cinturón de asteroides. Como resultado, el cinturón de asteroides restante presenta una mayor proporción de objetos de alta inclinación que la observada actualmente. [ 12 ]

Las órbitas de los planetas interiores y la distribución orbital del cinturón de asteroides pueden reproducirse si Júpiter se encuentra con uno de los gigantes de hielo, acelerando su migración. [ 12 ] Los cruces de resonancia lentos que excitan las excentricidades de Venus y Mercurio y alteran la distribución orbital de los asteroides ocurren cuando el período de Saturno era entre 2,1 y 2,3 veces el de Júpiter. Los teóricos proponen que estos se evitaron porque la migración divergente de Júpiter y Saturno estaba dominada por la dispersión planeta-planeta en ese momento. Específicamente, uno de los gigantes de hielo fue dispersado hacia adentro en una órbita que cruzaba la de Júpiter por un encuentro gravitacional con Saturno, después de lo cual fue dispersado hacia afuera por un encuentro gravitacional con Júpiter. [ 10 ] Como resultado, las órbitas de Júpiter y Saturno divergieron rápidamente, acelerando el barrido de las resonancias seculares. Esta evolución de las órbitas de los planetas gigantes, similar a los procesos descritos por los investigadores de exoplanetas , se conoce como el escenario de Júpiter saltarín . [ 58 ]

Planeta expulsado

Los encuentros entre el gigante de hielo y Júpiter en el escenario de Júpiter saltarín a menudo conducen a la eyección del gigante de hielo. Para que este gigante de hielo se retenga, su excentricidad debe ser amortiguada por la fricción dinámica con el disco planetesimal, elevando su perihelio más allá de la órbita de Saturno. Las masas del disco planetesimal que se suelen usar en el modelo de Niza a menudo son insuficientes para esto, dejando sistemas que comienzan con cuatro planetas gigantes con solo tres al final de la inestabilidad. La eyección del gigante de hielo puede evitarse si la masa del disco es mayor, pero la separación de Júpiter y Saturno a menudo se vuelve demasiado grande y sus excentricidades se vuelven demasiado pequeñas a medida que el disco más grande se despeja. Estos problemas llevaron a David Nesvorný del Instituto de Investigación del Sudoeste a proponer que el Sistema Solar comenzó con cinco planetas gigantes, con un planeta adicional de masa de Neptuno entre Saturno y Urano. [ 1 ] Usando miles de simulaciones con una variedad de condiciones iniciales, encontró que las simulaciones que comenzaban con cinco planetas gigantes tenían diez veces más probabilidades de reproducir las órbitas de los planetas exteriores. [ 59 ] Un estudio de seguimiento realizado por David Nesvorný y Alessandro Morbidelli encontró que el salto requerido en la relación de los períodos de Júpiter y Saturno ocurrió y las órbitas de los planetas exteriores se reprodujeron en el 5% de las simulaciones para un sistema de cinco planetas frente a menos del 1% para sistemas de cuatro planetas. El más exitoso comenzó con una migración significativa de Neptuno, perturbando el disco planetesimal, antes de que los encuentros planetarios fueran desencadenados por cruces de resonancia. Esto reduce la fricción secular, lo que permite que la excentricidad de Júpiter se conserve después de ser excitada por cruces de resonancia y encuentros planetarios. [ 60 ]

Konstantin Batygin , Michael E. Brown y Hayden Betts, en cambio, encontraron que los sistemas de cuatro y cinco planetas tenían probabilidades similares (4% vs. 3%) de reproducir las órbitas de los planetas exteriores, incluyendo las oscilaciones de las excentricidades de Júpiter y Saturno, y las poblaciones calientes y frías del cinturón de Kuiper. [ 61 ] [ 62 ] En sus investigaciones, la órbita de Neptuno debía tener una fase de alta excentricidad durante la cual se implantó la población caliente. [ 63 ] Una rápida precesión de la órbita de Neptuno durante este período debido a las interacciones con Urano también fue necesaria para la preservación de un cinturón primordial de objetos clásicos fríos. [ 61 ] Para un sistema de cinco planetas, encontraron que las bajas excentricidades del cinturón clásico frío se conservaban mejor si el quinto planeta gigante era eyectado en 10 000 años. [ 62 ] Dado que su estudio examinó únicamente el Sistema Solar exterior, no incluyó el requisito de que las órbitas de Júpiter y Saturno divergieran rápidamente, como sería necesario para reproducir el actual Sistema Solar interior. [ 60 ]

Varios trabajos anteriores también modelaron Sistemas Solares con planetas gigantes adicionales. Un estudio de Thommes, Bryden, Wu y Rasio incluyó simulaciones de cuatro y cinco planetas que comienzan en cadenas resonantes. Las cadenas resonantes sueltas de cuatro o cinco planetas con Júpiter y Saturno que comienzan en una resonancia 2:1 a menudo resultaron en la pérdida de un gigante de hielo para discos planetesimales de masa pequeña. La pérdida de un planeta se evitó en sistemas de cuatro planetas con un disco planetesimal más grande pero no ocurrió dispersión de planetas. Un sistema más compacto con Júpiter y Saturno en una resonancia 3:2 a veces resultó en encuentros que ocurren entre Júpiter y Saturno. [ 64 ] Un estudio de Morbidelli, Tsiganis, Crida, Levison y Gomes tuvo más éxito en reproducir el Sistema Solar comenzando con un sistema de cuatro planetas en una cadena resonante compacta. También modelaron la captura de planetas en una cadena resonante de cinco planetas y observaron que los planetas tenían mayores excentricidades y que el sistema se volvía inestable en 30 Myr. [ 65 ] Ford y Chiang modelaron sistemas de planetas en una oligarquía compacta, resultado de su formación en un disco dinámicamente frío más masivo. Encontraron que los planetas adicionales serían expulsados ​​a medida que la densidad del disco primordial disminuyera. [ 66 ] Las simulaciones de Levison y Morbidelli, en cambio, mostraron que los planetas en tales sistemas se dispersarían en lugar de ser expulsados. [ 67 ]

Condiciones iniciales

Los planetas gigantes comienzan en una cadena de resonancias. Durante su formación en el disco protoplanetario, las interacciones entre los planetas gigantes y el disco de gas hicieron que migraran hacia adentro, hacia el Sol. La migración hacia adentro de Júpiter continuó hasta que se detuvo, o se invirtió, como en el modelo Grand Tack , cuando capturó a un Saturno que migraba más rápido en una resonancia de movimiento medio. [ 68 ] La cadena de resonancia se extendió a medida que los tres gigantes de hielo también migraron hacia adentro y fueron capturados en resonancias adicionales. [ 60 ] Una migración de largo alcance de Neptuno hacia afuera en el disco planetesimal antes de que comiencen los encuentros planetarios es más probable si los planetas fueron capturados en una cadena de resonancia 3:2, 3:2, 2:1, 3:2, que ocurre en el 65% de las simulaciones cuando el borde interior estaba dentro de 2 UA . Si bien esta cadena de resonancia tiene la mayor probabilidad de reproducir la migración de Neptuno, también son posibles otras cadenas de resonancia si la inestabilidad ocurrió tempranamente. [ 6 ]

Una inestabilidad tardía podría haber seguido a un período prolongado de migración lenta impulsada por polvo. La combinación de una fuga tardía de una cadena de resonancia, como se describe en el modelo Nice 2 , y una migración de largo alcance de Neptuno es improbable. Si el borde interior del disco planetesimal está cerca, se produce una fuga temprana de la resonancia; si está lejos, una inestabilidad se desencadena típicamente antes de que ocurra una migración significativa de Neptuno. Esta brecha podría salvarse si una fuga temprana de la resonancia va seguida de un período prolongado de migración lenta impulsada por polvo. En este caso, es improbable que existan cadenas de resonancia distintas de 3:2, 3:2, 2:1, 3:2. Las inestabilidades ocurren durante la migración lenta para cadenas de resonancia más estrechas, y el disco distante es irrealmente estrecho para cadenas de resonancia más relajadas. La tasa de migración impulsada por polvo disminuye con el tiempo a medida que disminuye la tasa de generación de polvo. Como resultado, el momento de la inestabilidad es sensible a factores que determinan la tasa de generación de polvo, como la distribución de tamaño y la fuerza de los planetesimales. [ 6 ]

Momento de la inestabilidad

Inicialmente se propuso que la inestabilidad del modelo de Niza coincidía con el Bombardeo Intenso Tardío, un pico en la tasa de impactos que se cree ocurrió varios cientos de millones de años después de la formación del Sistema Solar. Sin embargo, recientemente se han planteado varias cuestiones sobre la cronología de la inestabilidad del modelo de Niza, si fue la causa del Bombardeo Intenso Tardío y si una alternativa explicaría mejor los cráteres y las cuencas de impacto asociadas. No obstante, la mayoría de los efectos de la inestabilidad del modelo de Niza en las órbitas de los planetas gigantes y de las diversas poblaciones de cuerpos menores que se originaron en el disco planetesimal exterior son independientes de su cronología.

Un modelo de Nice de cinco planetas con una inestabilidad tardía tiene una baja probabilidad de reproducir las órbitas de los planetas terrestres. La relación de períodos de Júpiter y Saturno hace que el salto de menos de 2,1 a más de 2,3 requerido para evitar cruces de resonancia secular en una pequeña fracción de simulaciones (7%–8,7%) [ 60 ] [ 2 ] y las excentricidades de los planetas terrestres también pueden excitarse cuando Júpiter se encuentra con el gigante de hielo. [ 57 ] En un estudio de Nathan Kaib y John Chambers esto resultó en que las órbitas de los planetas terrestres se reprodujeran en un pequeño porcentaje de simulación con solo un 1% reproduciendo tanto las órbitas de los planetas terrestres como las de los planetas gigantes. Esto llevó a Kaib y Chambers a proponer que la inestabilidad ocurrió temprano, antes de la formación de los planetas terrestres. [ 2 ] Sin embargo, un salto en la relación de los períodos orbitales de Júpiter y Saturno todavía es necesario para reproducir el cinturón de asteroides, lo que reduce la ventaja de una inestabilidad temprana. [ 69 ] [ 70 ] Un estudio previo de Ramon Brasser, Kevin Walsh y David Nesvorny encontró una probabilidad razonable (superior al 20%) de reproducir el Sistema Solar interior utilizando un modelo seleccionado de cinco planetas. [ 40 ] Las formas de las cuencas de impacto en Jápeto también son consistentes con un bombardeo tardío. [ 71 ] [ 16 ]

Es posible que, tras 400 millones de años de fricción por colisiones, no quede suficiente masa en el disco planetesimal para ajustarse a los modelos de inestabilidad. Si la distribución de tamaños del disco planetesimal se asemejara inicialmente a su distribución actual e incluyera miles de objetos con masa de Plutón, se produciría una pérdida de masa significativa. Esto dejaría el disco con menos de 10 masas terrestres, mientras que los modelos actuales de inestabilidad requieren un mínimo de 15 masas terrestres. La distribución de tamaños también se vuelve menos pronunciada de lo que se observa. Estos problemas persisten incluso si las simulaciones comienzan con un disco más masivo o una distribución de tamaños más pronunciada. Por el contrario, durante una inestabilidad temprana se produce una pérdida de masa mucho menor y pocos cambios en la distribución de tamaños. [ 3 ] Si el disco planetesimal comenzara sin objetos con masa de Plutón, la fricción por colisiones comenzaría a medida que se formaran a partir de objetos más pequeños, y el momento dependería del tamaño inicial de los objetos y de la masa del disco planetesimal. [ 72 ]

Los objetos binarios como Patroclo -Menoecio se separarían debido a las colisiones si la inestabilidad se produjera tardíamente. Patroclo y Menoecio son un par de  objetos de ~100 km que orbitan con una separación de 680  km y velocidades relativas de ~11  m/s. Mientras este sistema binario permanezca en un disco planetesimal masivo, es vulnerable a separarse debido a una colisión. Aproximadamente el 90 % de sistemas binarios similares se separan cada cien millones de años en simulaciones, y después de 400 millones de años sus probabilidades de supervivencia caen a 7 × 10⁻⁵ . La presencia de Patroclo-Menoecio entre los troyanos de Júpiter requiere que la inestabilidad del planeta gigante ocurriera dentro de los 100 millones de años posteriores a la formación del Sistema Solar. [ 4 ]

Las interacciones entre objetos con masa similar a la de Plutón en el disco de planetesimales exterior pueden provocar una inestabilidad temprana. Las interacciones gravitacionales entre los planetesimales más grandes calientan dinámicamente el disco, aumentando las excentricidades de sus órbitas. Estas excentricidades también reducen sus distancias al perihelio, lo que provoca que algunos de ellos entren en órbitas que cruzan la del planeta gigante exterior. Las interacciones gravitacionales entre los planetesimales y el planeta le permiten escapar de la cadena de resonancia e impulsan su migración hacia el exterior. En las simulaciones, esto suele conducir a cruces de resonancia y a una inestabilidad en un plazo de 100 millones de años. [ 5 ] [ 7 ]

El bombardeo producido por el modelo de Niza puede no coincidir con el Bombardeo Intenso Tardío. Una distribución de tamaño de impactor similar a la de los asteroides resultaría en demasiadas cuencas de impacto grandes en relación con cráteres más pequeños. [ 73 ] El cinturón de asteroides más interno necesitaría una distribución de tamaño diferente, tal vez debido a que sus asteroides pequeños son el resultado de colisiones entre un pequeño número de asteroides grandes, para coincidir con esta restricción. [ 74 ] Si bien el modelo de Niza predice un bombardeo tanto de asteroides como de cometas , [ 15 ] la mayoría de la evidencia (aunque no toda) [ 75 ] apunta hacia un bombardeo dominado por asteroides. [ 76 ] [ 77 ] [ 78 ] Esto puede reflejar el bombardeo cometario reducido en el modelo de Niza de cinco planetas y la pérdida de masa significativa o la ruptura de los cometas después de entrar en el Sistema Solar interior, [ 79 ] potencialmente permitiendo que la evidencia del bombardeo cometario se haya perdido. [ 80 ] Sin embargo, dos estimaciones recientes del bombardeo de asteroides encuentran que también es insuficiente para explicar el Bombardeo Intenso Tardío. [ 81 ] [ 82 ] Reproducir los cráteres lunares y las cuencas de impacto identificadas con el Bombardeo Intenso Tardío, aproximadamente 1/6 de los cráteres de más de 15  km de diámetro, y los cráteres en Marte puede ser posible si se utiliza una ley de escalamiento de cráteres diferente. Los cráteres lunares restantes serían entonces el resultado de otra población de impactadores con una distribución de tamaño diferente, posiblemente planetesimales remanentes de la formación de los planetas. [ 83 ] Esta ley de escalamiento de cráteres también es más exitosa para reproducir los cráteres grandes formados más recientemente. [ 84 ]

Los cráteres y cuencas de impacto identificados con el Bombardeo Intenso Tardío podrían tener otra causa. Algunas alternativas propuestas recientemente incluyen escombros del impacto que formó la Cuenca Borealis en Marte, [ 85 ] y colisiones catastróficas entre planetas perdidos que alguna vez orbitaron dentro de Mercurio. [ 86 ] Estas explicaciones tienen sus propios problemas potenciales, por ejemplo, el momento de la formación de la cuenca Borealis, [ 87 ] y si los objetos deberían permanecer en órbitas dentro de la de Mercurio. [ 88 ] También se ha propuesto un bombardeo monótonamente decreciente por planetesimales remanentes de la formación de los planetas terrestres. Esta hipótesis requiere que el manto lunar se haya cristalizado relativamente tarde, lo que podría explicar las diferentes concentraciones de elementos altamente siderófilos en la Tierra y la Luna. [ 89 ] Sin embargo, un trabajo anterior encontró que la parte dinámicamente más estable de esta población se agotaría debido a su evolución colisional, lo que hace improbable la formación de varias o incluso las dos últimas cuencas de impacto. [ 90 ]

Nombres propuestos

Según Nesvorný, sus colegas han sugerido varios nombres para el hipotético quinto planeta gigante: Hades , en honor al dios griego del inframundo; Liber , en honor al dios romano del vino y cognado de Dioniso y Baco ; y Mefis , en honor a la diosa romana de los gases tóxicos. Otra sugerencia es "Cosa 1" del libro infantil El gato con sombrero del Dr. Seuss . Sin embargo, al propio Nesvorný no le gustan tales sugerencias. [ 91 ]

Notas sobre el Planeta Nueve

En enero de 2016, Batygin y Brown propusieron que un noveno planeta masivo y distante es responsable de la alineación de los perihelios de varios objetos transneptunianos con semiejes mayores de 250 UA. [ 92 ] Y en noviembre de 2017, Brown afirmó en respuesta a una consulta de Twitter sobre la correlación entre el modelo de cinco planetas de Niza y el Planeta Nueve: "Diría que hay una buena probabilidad de que el Planeta Nueve sea el Planeta Nueve n.° 5 ". [ 93 ] Si bien el mecanismo de eyección del quinto planeta gigante en el modelo de cinco planetas de Niza recuerda al origen del Planeta Nueve, con una inestabilidad gravitacional que incluye un encuentro con Júpiter, se han propuesto otros orígenes. Algunos ejemplos incluyen la captura de otra estrella, [ 94 ] y la formación in situ seguida de la alteración de su órbita por una estrella que pasa. [ 95 ] [ 96 ]

Referencias

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