El modelo de Niza ( / ˈn iːs / ) es un escenario para la evolución dinámica del Sistema Solar . Recibe su nombre por la ubicación del Observatorio de la Costa Azul —donde se desarrolló inicialmente en 2005— en Niza , Francia. [ 1] [2] [3] Propone la migración de los planetas gigantes desde una configuración compacta inicial a sus posiciones actuales, mucho después de la disipación del disco protoplanetario inicial . De esta manera, difiere de los modelos anteriores de la formación del Sistema Solar. Esta migración planetaria se utiliza en simulaciones dinámicas del Sistema Solar para explicar eventos históricos, incluido el Bombardeo Pesado Tardío del Sistema Solar interior , la formación de la nube de Oort y la existencia de poblaciones de cuerpos pequeños del Sistema Solar como el cinturón de Kuiper , los troyanos de Neptuno y Júpiter , y los numerosos objetos transneptunianos resonantes dominados por Neptuno.
El núcleo original del modelo de Niza es un triplete de artículos publicados en la revista científica general Nature en 2005 por una colaboración internacional de científicos. [4] [5] [6] En estas publicaciones, los cuatro autores propusieron que después de la disipación del gas y el polvo del disco del Sistema Solar primordial, los cuatro planetas gigantes ( Júpiter , Saturno , Urano y Neptuno ) se encontraron originalmente en órbitas casi circulares entre ~5,5 y ~17 unidades astronómicas (ua), mucho más espaciadas y compactas que en la actualidad. Un disco grande y denso de pequeños planetesimales de roca y hielo que totalizaban alrededor de 35 masas terrestres se extendía desde la órbita del planeta gigante más externo hasta unas 35 ua.
Según el modelo de Niza, el sistema planetario evolucionó de la siguiente manera: los planetesimales en el borde interior del disco ocasionalmente pasan por encuentros gravitacionales con el planeta gigante más externo, que cambian las órbitas de los planetesimales. El planeta dispersa hacia adentro la mayoría de los pequeños cuerpos helados que encuentra, lo que a su vez mueve al planeta hacia afuera en respuesta a medida que adquiere momento angular de los objetos dispersos. Los planetesimales desviados hacia adentro se encuentran sucesivamente con Urano , Neptuno y Saturno , moviéndose cada uno hacia afuera por el mismo proceso. A pesar del pequeño movimiento que produce cada intercambio de momento, acumulativamente estos encuentros planetesimales cambian ( migran ) las órbitas de los planetas en cantidades significativas. Este proceso continúa hasta que los planetesimales interactúan con el planeta gigante más interno y masivo, Júpiter , cuya inmensa gravedad los envía a órbitas altamente elípticas o incluso los expulsa directamente del Sistema Solar. Esto, en contraste, hace que Júpiter se mueva ligeramente hacia adentro.
La baja tasa de encuentros orbitales regula la velocidad a la que los planetesimales se pierden del disco y la correspondiente tasa de migración. Después de varios cientos de millones de años de migración lenta y gradual, Júpiter y Saturno, los dos planetas gigantes más interiores, cruzan su resonancia mutua de movimiento medio 1:2 . Esta resonancia aumenta sus excentricidades orbitales , desestabilizando todo el sistema planetario. La disposición de los planetas gigantes se altera rápida y dramáticamente. [7] Júpiter desplaza a Saturno hacia su posición actual, y esta reubicación causa encuentros gravitacionales mutuos entre Saturno y los dos gigantes de hielo , que impulsan a Neptuno y Urano a órbitas mucho más excéntricas. Estos gigantes de hielo luego se estrellan contra el disco de planetesimales, dispersando decenas de miles de planetesimales de sus órbitas anteriormente estables en el Sistema Solar exterior. Esta alteración dispersa casi por completo el disco primordial, eliminando el 99% de su masa. Aunque el escenario explica la ausencia de una densa población transneptuniana , [5] se han propuesto modelos alternativos que logran el mismo agotamiento de asteroides transsaturninos, pero sin migración de planetas ni resonancias caóticas.
Los detalles de los cálculos del modelo de Niza son sensibles a las interacciones caóticas entre planetas y asteroides. Dichos cálculos están notoriamente plagados de errores numéricos, en particular errores de redondeo y discretización temporal. [8] Originalmente se pensó que el modelo haría que algunos de los planetesimales fueran arrojados al Sistema Solar interior, produciendo una afluencia repentina de impactos en los planetas terrestres : el Bombardeo Pesado Tardío (LHB). [4] Sin embargo, desde entonces se ha demostrado que el LHB es inconsistente con la edad y abundancia de cráteres en el asteroide 4 Vesta , y que las observaciones lunares originales fueron el resultado de aberraciones estadísticas en la determinación de la edad de los cráteres. [9]
Siguiendo el modelo de Niza, los planetas gigantes finalmente alcanzan sus semiejes mayores orbitales finales , y la fricción dinámica con el disco planetesimal restante amortigua sus excentricidades y hace que las órbitas de Urano y Neptuno vuelvan a ser circulares. [10]
En aproximadamente el 50% de los modelos iniciales de Tsiganis y sus colegas, Neptuno y Urano también intercambian posiciones. [5] Sin embargo, estas estadísticas no pueden interpretarse como una probabilidad en un sistema dinámicamente caótico. Aunque un intercambio de Urano y Neptuno sería coherente con los modelos de su formación en un disco que tuviera una densidad superficial que disminuyera con la distancia al Sol, [1] no hay ningún argumento convincente para afirmar que la masa de los planetas debería seguir el perfil de densidad del disco.
La ejecución de modelos dinámicos del Sistema Solar con diferentes condiciones iniciales para la longitud simulada de la historia del Sistema Solar produce diversas distribuciones de cuerpos menores en el Sistema Solar. Para explicar la amplia variedad de familias de objetos en sus respectivas abundancias observadas, se necesita una amplia gama de condiciones iniciales para el sistema solar. Esta diversidad en las condiciones iniciales hace que el modelo sea poco práctico y sospechoso, porque solo puede haber una realización del Sistema Solar primitivo: esa realización debería explicar todas las familias de cuerpos menores en sus abundancias observadas [ cita requerida ] .
La demostración de un modelo de la evolución del Sistema Solar primitivo es difícil, ya que la evolución no se puede observar directamente. [7] Sin embargo, el éxito de cualquier modelo dinámico se puede juzgar comparando las predicciones de población de las simulaciones con las observaciones astronómicas de estas poblaciones. [7] En la actualidad, no existe un modelo informático satisfactorio que explique la arquitectura actual del Sistema Solar.
La principal motivación para la introducción del modelo de Niza es explicar el Bombardeo Pesado Tardío (LHB), un aumento hipotético en los impactos de asteroides y la formación de cráteres en la superficie lunar y los planetas terrestres alrededor de 600 millones de años después de la formación del Sistema Solar. Sin embargo, estudios más recientes sobre la edad de los cráteres lunares no muestran un pico en el registro de cráteres, sino más bien una disminución exponencial del número de cráteres con el tiempo. El aumento puede ser un artefacto estadístico , con una incertidumbre finita en la determinación de la edad de un cráter que se combina con la edad de corte de la luna para crear un pico aparente en la distribución de edad inferida, el LHB. [11] También las mediciones recientes de microsonda de ablación láser de la relación de isótopos de argón 40 a 39 en la superficie de (4)Vesta están en considerable tensión con el LHB. [12]
El modelo de Niza explicaría el LHB de la siguiente manera: los planetesimales helados se dispersan en órbitas que cruzan planetas cuando el disco exterior es interrumpido por Urano y Neptuno, lo que provoca un aumento brusco de impactos de objetos helados. La migración de los planetas exteriores también provoca que el movimiento medio y las resonancias seculares se propaguen por el Sistema Solar interior. En el cinturón de asteroides, estas excitan las excentricidades de los asteroides y los llevan a órbitas que se cruzan con las de los planetas terrestres, lo que provoca un período más prolongado de impactos por objetos rocosos y elimina aproximadamente el 90% de su masa. [4] El número de planetesimales que alcanzarían la Luna es coherente con el registro de cráteres del LHB. [4] Sin embargo, la distribución orbital prevista de los asteroides restantes no coincide con las observaciones. [13] En el Sistema Solar exterior, los impactos sobre las lunas de Júpiter son suficientes para desencadenar la diferenciación de Ganímedes, pero no la de Calisto. [14] Sin embargo, los impactos de planetesimales helados sobre las lunas interiores de Saturno son excesivos y provocan la vaporización de su hielo. [15]
Las fuertes dudas sobre el LHB como fase única en la evolución temprana del Sistema Solar también debilitan la credibilidad del modelo de Niza.
Después de que Júpiter y Saturno cruzan la resonancia 2:1, su influencia gravitatoria combinada desestabiliza la región coorbital troyana, lo que permite que los grupos de troyanos existentes en los puntos de Lagrange L 4 y L 5 de Júpiter y Neptuno escapen y que se capturen nuevos objetos del disco planetesimal exterior. [16] Los objetos en la región coorbital troyana experimentan libración, desplazándose cíclicamente en relación con los puntos L 4 y L 5. Cuando Júpiter y Saturno están cerca pero no en resonancia, la ubicación en la que Júpiter pasa a Saturno en relación con su perihelio circula lentamente. Si el período de esta circulación cae en resonancia con el período en el que los troyanos libran, entonces el rango de libración puede aumentar hasta que escapen. [6] Cuando ocurre este fenómeno, la región coorbital troyana está "dinámicamente abierta" y los objetos pueden tanto escapar como entrar en ella. Los troyanos primordiales escapan y una fracción de los numerosos objetos del disco planetesimal interrumpido lo habitan temporalmente. [3] Más tarde, cuando la separación de las órbitas de Júpiter y Saturno aumenta, la región troyana se vuelve "dinámicamente cerrada", y los planetesimales en la región troyana son capturados, y muchos permanecen hoy en día. [6] Los troyanos capturados tienen una amplia gama de inclinaciones, que no se habían entendido previamente, debido a sus repetidos encuentros con los planetas gigantes. [3] El ángulo de libración y la excentricidad de la población simulada también coinciden con las observaciones de las órbitas de los troyanos de Júpiter . [6] Este mecanismo del modelo de Niza genera de manera similar los troyanos de Neptuno . [3]
Una gran cantidad de planetesimales también habrían sido capturados en las resonancias de movimiento medio de Júpiter a medida que Júpiter migraba hacia el interior. Aquellos que permanecieron en una resonancia 3:2 con Júpiter forman la familia Hilda . La excentricidad de otros objetos disminuyó mientras estaban en resonancia y escaparon a órbitas estables en el cinturón de asteroides exterior , a distancias mayores de 2,6 ua a medida que las resonancias se movían hacia el interior. [17] Estos objetos capturados luego habrían sufrido erosión por colisión, triturando la población en fragmentos progresivamente más pequeños que luego pueden estar sujetos al efecto Yarkovsky , que hace que los objetos pequeños se desplacen hacia resonancias inestables, y al arrastre de Poynting-Robertson que hace que los granos más pequeños se desplacen hacia el sol. Estos procesos pueden haber eliminado >90% de la masa de origen implantada en el cinturón de asteroides. [18] La distribución de frecuencia de tamaño de esta población simulada después de esta erosión concuerda perfectamente con las observaciones. [18] Este acuerdo sugiere que los troyanos de Júpiter, Hildas y asteroides espectrales de tipo D , como algunos objetos en el cinturón de asteroides exterior, son planetesimales remanentes de este proceso de captura y erosión. [18] El planeta enano Ceres puede ser un objeto del cinturón de Kuiper que fue capturado por este proceso. [19] Algunos asteroides de tipo D descubiertos recientemente tienen semiejes mayores <2,5 ua, lo que está más cerca que los que se capturarían en el modelo original de Nice. [20]
Cualquier población original de satélites irregulares capturados por mecanismos tradicionales, como el arrastre o los impactos de los discos de acreción, [21] se perderían durante los encuentros entre los planetas en el momento de la inestabilidad del sistema global. [5] En el modelo de Niza, los planetas exteriores encuentran grandes cantidades de planetesimales después de que Urano y Neptuno entran y rompen el disco planetesimal. Una fracción de estos planetesimales son capturados por estos planetas a través de interacciones de tres vías durante los encuentros entre planetas. La probabilidad de que cualquier planetesimal sea capturado por un gigante de hielo es relativamente alta, unos pocos 10 −7 . [22] Estos nuevos satélites podrían ser capturados en casi cualquier ángulo, por lo que a diferencia de los satélites regulares de Saturno , Urano y Neptuno , no necesariamente orbitan en los planos ecuatoriales de los planetas. Algunos irregulares pueden incluso haber sido intercambiados entre planetas. Las órbitas irregulares resultantes coinciden bien con los semiejes mayores, las inclinaciones y las excentricidades de las poblaciones observadas. [22] Las colisiones posteriores entre estos satélites capturados pueden haber creado las presuntas familias colisionales que se observan hoy. [23] Estas colisiones también son necesarias para erosionar la población hasta la distribución de tamaño actual. [24]
Tritón , la luna más grande de Neptuno, se puede explicar si fue capturada en una interacción de tres cuerpos que implicó la ruptura de un planetoide binario. [25] Tal ruptura binaria sería más probable si Tritón fuera el miembro más pequeño del binario. [26] Sin embargo, la captura de Tritón sería más probable en el Sistema Solar temprano cuando el disco de gas amortiguaría las velocidades relativas y las reacciones de intercambio binario en general no habrían suministrado la gran cantidad de pequeños irregulares. [26]
No hubo suficientes interacciones entre Júpiter y los otros planetas para explicar la presencia de irregularidades en Júpiter en las simulaciones iniciales del modelo de Niza que reproducían otros aspectos del Sistema Solar exterior. Esto sugiere que o bien había un segundo mecanismo en funcionamiento para ese planeta, o bien que las simulaciones iniciales no reprodujeron la evolución de las órbitas de los planetas gigantes. [22]
La migración de los planetas exteriores también es necesaria para explicar la existencia y las propiedades de las regiones más externas del Sistema Solar . [10] Originalmente, el cinturón de Kuiper era mucho más denso y estaba más cerca del Sol , con un borde exterior a aproximadamente 30 ua. Su borde interior habría estado justo más allá de las órbitas de Urano y Neptuno , que a su vez estaban mucho más cerca del Sol cuando se formaron (probablemente en el rango de 15-20 ua), y en ubicaciones opuestas, con Urano más lejos del Sol que Neptuno. [4] [10]
Los encuentros gravitacionales entre los planetas dispersan a Neptuno hacia el exterior, en el disco planetesimal, con un semieje mayor de ~28 ua y una excentricidad de hasta 0,4. La alta excentricidad de Neptuno hace que sus resonancias de movimiento medio se superpongan y que las órbitas en la región entre Neptuno y sus resonancias de movimiento medio 2:1 se vuelvan caóticas. Las órbitas de los objetos entre Neptuno y el borde del disco planetesimal en este momento pueden evolucionar hacia el exterior en órbitas estables de baja excentricidad dentro de esta región. Cuando la excentricidad de Neptuno se amortigua por la fricción dinámica, quedan atrapados en estas órbitas. Estos objetos forman un cinturón dinámico frío, ya que sus inclinaciones permanecen pequeñas durante el corto tiempo que interactúan con Neptuno. Más tarde, a medida que Neptuno migra hacia afuera en una órbita de baja excentricidad, los objetos que se han dispersado hacia afuera son capturados en sus resonancias y pueden ver sus excentricidades disminuir y sus inclinaciones aumentar debido al mecanismo de Kozai , lo que les permite escapar a órbitas estables de mayor inclinación. Otros objetos permanecen capturados en resonancia, formando los plutinos y otras poblaciones resonantes. Estas dos poblaciones son dinámicamente calientes, con inclinaciones y excentricidades más altas; debido a su dispersión hacia afuera y al período más largo en que estos objetos interactúan con Neptuno. [10]
Esta evolución de la órbita de Neptuno produce poblaciones tanto resonantes como no resonantes, un borde exterior en la resonancia 2:1 de Neptuno y una masa pequeña en relación con el disco planetesimal original. El exceso de plutinos de baja inclinación en otros modelos se evita debido a que Neptuno se dispersa hacia afuera, dejando su resonancia 3:2 más allá del borde original del disco planetesimal. Las diferentes ubicaciones iniciales, con los objetos clásicos fríos originándose principalmente en el disco exterior, y los procesos de captura, ofrecen explicaciones para la distribución de inclinación bimodal y su correlación con las composiciones. [10] Sin embargo, esta evolución de la órbita de Neptuno no explica algunas de las características de la distribución orbital. Predice una mayor excentricidad promedio en las órbitas de los objetos clásicos del cinturón de Kuiper de lo que se observa (0,10-0,13 frente a 0,07) y no produce suficientes objetos de mayor inclinación. Tampoco puede explicar la aparente ausencia completa de objetos grises en la población fría, aunque se ha sugerido que las diferencias de color surgen en parte de procesos de evolución de la superficie en lugar de deberse enteramente a diferencias en la composición primordial. [27]
La escasez de objetos con la menor excentricidad predicha en el modelo de Niza puede indicar que la población fría se formó in situ. Además de sus diferentes órbitas, las poblaciones fría y caliente tienen colores diferentes. La población fría es notablemente más roja que la caliente, lo que sugiere que tiene una composición diferente y se formó en una región diferente. [27] [28] La población fría también incluye una gran cantidad de objetos binarios con órbitas poco unidas que es poco probable que sobrevivan a un encuentro cercano con Neptuno. [29] Si la población fría se formó en su ubicación actual, preservarla requeriría que la excentricidad de Neptuno se mantuviera pequeña, [30] o que su perihelio precesara rápidamente debido a una fuerte interacción entre él y Urano. [31]
Los objetos dispersados por Neptuno hacia órbitas con un semieje mayor mayor de 50 ua pueden ser capturados en resonancias que forman la población resonante del disco disperso , o si sus excentricidades se reducen mientras están en resonancia pueden escapar de la resonancia hacia órbitas estables en el disco disperso mientras Neptuno está migrando. Cuando la excentricidad de Neptuno es grande, su afelio puede llegar mucho más allá de su órbita actual. Los objetos que alcanzan perihelios cercanos o mayores que el de Neptuno en este momento pueden desprenderse de Neptuno cuando su excentricidad se amortigua, reduciendo su afelio, dejándolos en órbitas estables en el disco disperso. [10]
Los objetos que Urano y Neptuno dispersan hacia órbitas más grandes (aproximadamente 5000 UA) pueden ver su perihelio elevado por la marea galáctica, separándolos de la influencia de los planetas que forman la nube de Oort interior con inclinaciones moderadas. Otros que alcanzan órbitas aún más grandes pueden ser perturbados por estrellas cercanas que forman la nube de Oort exterior con inclinaciones isótropas. Los objetos dispersados por Júpiter y Saturno suelen ser expulsados del Sistema Solar. [32] Un porcentaje considerable del disco planetesimal inicial puede depositarse en estos depósitos. [33]
El modelo de Niza ha sufrido varias modificaciones desde su publicación inicial. Algunos cambios reflejan una mejor comprensión de la formación del Sistema Solar, mientras que otros se realizaron después de que se identificaran diferencias significativas entre sus predicciones y observaciones. Los modelos hidrodinámicos del Sistema Solar primitivo indican que las órbitas de los planetas gigantes convergerían, lo que daría lugar a su captura en una serie de resonancias. [34] También se demostró que la lenta aproximación de Júpiter y Saturno a la resonancia 2:1 antes de la inestabilidad y su suave separación de sus órbitas después alteraban las órbitas de los objetos en el Sistema Solar interior debido a resonancias seculares de barrido. La primera podría dar como resultado que la órbita de Marte cruzara la de los otros planetas terrestres, desestabilizando el Sistema Solar interior. Si se evitara la primera, la segunda dejaría las órbitas de los planetas terrestres con mayores excentricidades. [35] La distribución orbital del cinturón de asteroides también se alteraría, dejándolo con un exceso de objetos de alta inclinación. [13] Otras diferencias entre las predicciones y las observaciones incluyeron la captura de unos pocos satélites irregulares por Júpiter, la vaporización del hielo de las lunas interiores de Saturno, una escasez de objetos de alta inclinación capturados en el cinturón de Kuiper y el reciente descubrimiento de asteroides de tipo D en el cinturón de asteroides interior.
Las primeras modificaciones del modelo de Niza fueron las posiciones iniciales de los planetas gigantes. Las investigaciones del comportamiento de los planetas que orbitan en un disco de gas utilizando modelos hidrodinámicos revelan que los planetas gigantes migrarían hacia el Sol. Si la migración continuara, habría dado como resultado que Júpiter orbitara cerca del Sol como los exoplanetas recientemente descubiertos conocidos como Júpiter calientes . Sin embargo, la captura de Saturno en una resonancia con Júpiter evita esto, y la captura posterior de los otros planetas da como resultado una configuración resonante cuádruple con Júpiter y Saturno en su resonancia 3:2 . [34] También se propuso un mecanismo para una interrupción retardada de esta resonancia. Los encuentros gravitacionales con objetos con masas como Plutón en el disco exterior agitarían sus órbitas causando un aumento en las excentricidades y, a través de un acoplamiento de sus órbitas, una migración hacia adentro de los planetas gigantes. Durante esta migración hacia adentro, se cruzarían resonancias seculares que alterarían las excentricidades de las órbitas de los planetas e interrumpirían la resonancia cuádruple. A continuación se produce una inestabilidad tardía similar al modelo Nice original. A diferencia del modelo Nice original, el momento de esta inestabilidad no es sensible a las órbitas iniciales de los planetas ni a la distancia entre el planeta exterior y el disco planetesimal. La combinación de órbitas planetarias resonantes y la inestabilidad tardía desencadenada por estas interacciones de larga distancia se denominó modelo Nice 2. [ 36]
La segunda modificación fue el requisito de que uno de los gigantes de hielo se encuentre con Júpiter, lo que hace que su semieje mayor salte. En este escenario de Júpiter saltando , un gigante de hielo se encuentra con Saturno y se dispersa hacia adentro en una órbita que cruza Júpiter, lo que hace que la órbita de Saturno se expanda; luego se encuentra con Júpiter y se dispersa hacia afuera, lo que hace que la órbita de Júpiter se encoja. Esto da como resultado una separación gradual de las órbitas de Júpiter y Saturno en lugar de una migración divergente suave. [35] La separación gradual de las órbitas de Júpiter y Saturno evita el barrido lento de resonancias seculares a través del Sistema Solar interior que aumenta las excentricidades de los planetas terrestres [35] y deja el cinturón de asteroides con una proporción excesiva de objetos de alta a baja inclinación. [13] Los encuentros entre el gigante de hielo y Júpiter en este modelo permiten que Júpiter adquiera sus propios satélites irregulares. [37] Los troyanos de Júpiter también son capturados después de estos encuentros cuando el semieje mayor de Júpiter salta y, si el gigante de hielo pasa por uno de los puntos de libración que dispersan a los troyanos, una población se agota en relación con la otra. [38] El recorrido más rápido de las resonancias seculares a través del cinturón de asteroides limita la pérdida de asteroides de su núcleo. La mayoría de los impactadores rocosos del Bombardeo Pesado Tardío, en cambio, se originan a partir de una extensión interna que se interrumpe cuando los planetas gigantes alcanzan sus posiciones actuales, con un remanente restante como los asteroides Hungaria. [39] Algunos asteroides de tipo D se incrustan en el cinturón de asteroides interior, a 2,5 ua, durante los encuentros con el gigante de hielo cuando está cruzando el cinturón de asteroides. [40]
La frecuente eyección en simulaciones del gigante de hielo encontrándose con Júpiter ha llevado a David Nesvorný y otros a plantear la hipótesis de un Sistema Solar temprano con cinco planetas gigantes, uno de los cuales fue expulsado durante la inestabilidad. [41] [42] Este modelo de Nice de cinco planetas comienza con los planetas gigantes en una cadena resonante 3:2, 3:2, 2:1, 3:2 con un disco planetesimal orbitando más allá de ellos. [43] Después de la ruptura de la cadena resonante, Neptuno primero migra hacia afuera en el disco planetesimal alcanzando 28 ua antes de que comiencen los encuentros entre planetas. [44] Esta migración inicial reduce la masa del disco exterior permitiendo que se preserve la excentricidad de Júpiter [45] y produce un cinturón de Kuiper con una distribución de inclinación que coincide con las observaciones si 20 masas terrestres permanecieron en el disco planetesimal cuando esa migración comenzó. [46] La excentricidad de Neptuno puede permanecer pequeña durante la inestabilidad, ya que solo se encuentra con el gigante de hielo expulsado, lo que permite preservar un cinturón clásico frío in situ. [44] El cinturón planetesimal de menor masa en combinación con la excitación de inclinaciones y excentricidades por los objetos con masas como las de Plutón también reducen significativamente la pérdida de hielo por las lunas interiores de Saturno. [47] La combinación de una ruptura tardía de la cadena de resonancia y una migración de Neptuno a 28 ua antes de la inestabilidad es poco probable con el modelo Nice 2. Esta brecha puede ser salvada por una migración lenta impulsada por polvo durante varios millones de años después de un escape temprano de la resonancia. [48] Un estudio reciente encontró que el modelo Nice de cinco planetas tiene una probabilidad estadísticamente pequeña de reproducir las órbitas de los planetas terrestres. Aunque esto implica que la inestabilidad ocurrió antes de la formación de los planetas terrestres y no podría ser la fuente del Bombardeo Pesado Tardío, [49] [50] la ventaja de una inestabilidad temprana se reduce por los saltos considerables en el semieje mayor de Júpiter y Saturno necesarios para preservar el cinturón de asteroides. [51] [52]
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