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Modelo de Niza de cinco planetas

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

Una vez que se rompe la cadena de resonancia, los cinco planetas gigantes atraviesan un período de migración impulsada por planetesimales , seguido de un período de inestabilidad orbital con encuentros gravitacionales entre planetas similares al del modelo Nice original. Durante la inestabilidad, el planeta gigante adicional se dispersa hacia el interior en una órbita que cruza Júpiter y es expulsado del Sistema Solar después de un encuentro con Júpiter . 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 Nice de cuatro planetas. [1]

Un modelo de Niza de cinco planetas

La siguiente es una versión del modelo de cinco planetas de Niza que da como resultado una inestabilidad temprana y reproduce varios aspectos del Sistema Solar actual. Aunque en el pasado la inestabilidad de los planetas gigantes se ha relacionado con el Bombardeo Pesado Tardío , varios estudios recientes indican que la inestabilidad de los planetas gigantes ocurrió temprano. [2] [3] [4] [5] El Sistema Solar puede haber comenzado con los planetas gigantes en otra cadena de resonancia. [6]

El Sistema Solar termina 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 desde 5,5 a 20 UA . Un denso disco de planetesimales orbita más allá de estos planetas , extendiéndose desde 24 UA a 30 UA. [6] Los planetesimales en este disco se agitan debido a las interacciones gravitacionales entre ellos, lo que aumenta las excentricidades e inclinaciones de sus órbitas. El disco se extiende 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 muelen hasta convertirse en polvo en una cascada de colisiones. El polvo se mueve 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 entonces experimentan una migración impulsada por planetesimales a medida que encuentran e intercambian momento angular con un número creciente de planetesimales. [6] Una transferencia neta hacia adentro de planetesimales y una migración hacia afuera de Neptuno ocurre durante estos encuentros ya que la mayoría de los dispersos hacia afuera regresan para ser encontrados nuevamente mientras que algunos de los dispersos hacia adentro no pueden regresar después de encontrarse con Urano . Un proceso similar ocurre para Urano, el gigante de hielo adicional, y Saturno, lo que resulta en su migración hacia afuera y una transferencia de planetesimales hacia adentro desde el cinturón exterior a Júpiter. Júpiter, por el contrario, expulsa la mayoría de los planetesimales del Sistema Solar y, como resultado, migra hacia adentro. [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 en una órbita que cruza Júpiter. Los repetidos encuentros gravitacionales con el gigante de hielo causan saltos en los semiejes mayores de Júpiter y Saturno, impulsando una separación gradual 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 se encuentra con 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 rebelde . [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 el interior por Neptuno entran en órbitas que cruzan 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 interrupción 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 Nice . [18] [19] Otros planetesimales son capturados como satélites irregulares de los planetas gigantes a través de interacciones de tres cuerpos durante los encuentros entre el gigante de hielo expulsado y los otros planetas. Los satélites irregulares comienzan con una amplia gama de inclinaciones que incluyen órbitas progradas, retrógradas y perpendiculares. [20] La población se reduce más tarde a medida que los que están 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 a medida que algunos planetesimales dispersos hacia afuera por Neptuno son capturados en resonancias, experimentan un intercambio de excentricidad vs inclinación a través del mecanismo de Kozai y son liberados en órbitas estables de perihelio más alto . [9] [26] Los planetesimales capturados en la resonancia 2:1 de barrido de Neptuno durante esta migración temprana se liberan 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 binarios débilmente ligados , incluidos los 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 del cinturón de Kuiper clásico sobreviva. [31] Si la migración de Neptuno es lo suficientemente lenta después de este encuentro, la distribución de excentricidad de estos objetos puede truncarse por resonancias de movimiento medio de barrido, dejándola con un paso 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 dispersos, [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 tener su perihelio elevado 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 aproximadamente esférica de objetos 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 con 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 por unos pocos cientos de miles de años, la excitación de sus excentricidades e inclinaciones. [37] Las familias de asteroides colisionales pueden dispersarse debido a interacciones con varias 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 se baja por debajo de la órbita de Júpiter mientras están en resonancia o durante encuentros con el gigante de hielo, y algunos alcanzan el cinturón de asteroides interior debido a encuentros con el gigante de hielo. [39] Una inestabilidad tardía tendría que ser breve, provocando 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 baja inicial, [11] o si se hubiera agotado y excitado por el Grand Tack , posiblemente cambiando la distribución de sus excentricidades hacia la distribución actual. [41] Una inestabilidad tardía también podría dar lugar a 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 lleva a un bombardeo más pequeño, pero extendido de los planetas interiores por objetos rocosos cuando una extensión interior del cinturón de asteroides se interrumpe cuando los planetas alcanzan sus posiciones actuales. [42]

Desarrollo del modelo de Niza

Cuatro modelos de planetas

Las teorías actuales sobre la 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 planetesimal 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]

En la actualidad, 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 impulsada por planetesimales de los planetas exteriores 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 que se originan 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 clásicos calientes 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 preveía 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 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 normalmente se excitan 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 inclinaciones y la resonancia secular ν 6 excita excentricidades, eliminando asteroides de baja inclinación, a medida que pasan por el cinturón de asteroides. Como resultado, el cinturón de asteroides superviviente queda con una fracción mayor de objetos de alta inclinación de lo que se observa 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 se dispersó hacia adentro en una órbita que cruzaba Júpiter por un encuentro gravitacional con Saturno, después de lo cual se dispersó 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 del salto de Júpiter . [58]

Planeta expulsado

Los encuentros entre el gigante de hielo y Júpiter en el escenario del salto de Júpiter a menudo conducen a la expulsión del gigante de hielo. Para que este gigante de hielo se mantenga, 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 de los discos planetesimales que se utilizan normalmente en el modelo de Niza son a menudo insuficientes para esto, dejando sistemas que comienzan con cuatro planetas gigantes con solo tres al final de la inestabilidad. La expulsión del gigante de hielo se puede evitar si la masa del disco es mayor, pero la separación de Júpiter y Saturno a menudo se hace demasiado grande y sus excentricidades se vuelven demasiado pequeñas a medida que se despeja el disco más grande. Estos problemas llevaron a David Nesvorný del Instituto de Investigación del Suroeste a proponer que el Sistema Solar comenzó con cinco planetas gigantes, con un planeta adicional de masa de Neptuno entre Saturno y Urano. [1] Utilizando miles de simulaciones con una variedad de condiciones iniciales, descubrió que las simulaciones que comienzan con cinco planetas gigantes tenían diez veces más probabilidades de reproducir las órbitas de los planetas exteriores. [59] Un estudio posterior de David Nesvorný y Alessandro Morbidelli descubrió que el salto requerido en la relación de los períodos de Júpiter y Saturno se produjo 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, que interrumpió el disco planetesimal, antes de que se desencadenaran encuentros planetarios por cruces de resonancia. Esto reduce la fricción secular, lo que permite preservar la excentricidad de Júpiter después de que se excite por cruces de resonancia y encuentros planetarios. [60]

Konstantin Batygin , Michael E. Brown y Hayden Betts, por el contrario, encontraron que los sistemas de cuatro y cinco planetas tenían probabilidades similares (4% frente a 3%) de reproducir las órbitas de los planetas exteriores, incluidas las oscilaciones de las excentricidades de Júpiter y Saturno, y las poblaciones calientes y frías del cinturón de Kuiper. [61] [62] En sus investigaciones, se requirió que la órbita de Neptuno tuviera una fase de alta excentricidad durante la cual se implantara 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 preservaban mejor si el quinto planeta gigante era expulsado en 10.000 años. [62] Sin embargo, 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 Sistema Solar interior actual. [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 comenzando en cadenas resonantes. Las cadenas resonantes sueltas de cuatro o cinco planetas con Júpiter y Saturno comenzando 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 se produjo dispersión de planetas. Un sistema más compacto con Júpiter y Saturno en una resonancia 3:2 a veces resultó en encuentros 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 notaron que los planetas tenían mayores excentricidades y que el sistema se volvía inestable en 30 millones de años. [65] Ford y Chiang modelaron sistemas de planetas en una oligarquía compacta, resultado de su formación en un disco dinámico frío más masivo. Descubrieron que los planetas adicionales serían expulsados ​​a medida que la densidad del disco primordial disminuyera. [66] Las simulaciones de Levison y Morbidelli, por el contrario, 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 el interior, en dirección al Sol. La migración de Júpiter hacia el interior continuó hasta que se detuvo o se revirtió, como en el modelo Grand Tack , cuando capturó a 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 el interior y fueron capturados en resonancias posteriores. [60] Una migración de largo alcance de Neptuno hacia el exterior 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 a 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 temprano. [6]

Una inestabilidad tardía puede haber seguido a un período prolongado de migración lenta impulsada por polvo. La combinación de un escape tardío de una cadena de resonancia, como se describe en el modelo Nice 2 , y una migración de largo alcance de Neptuno es poco probable. Si el borde interior del disco planetesimal está cerca, se produce un escape temprano de la resonancia, si está distante, una inestabilidad generalmente se desencadena antes de que se produzca una migración significativa de Neptuno. Esta brecha puede salvarse si un escape temprano de la resonancia es seguido por un período prolongado de migración lenta impulsada por polvo. Las cadenas de resonancia distintas de las 3:2, 3:2, 2:1, 3:2 son poco probables en este caso. 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 se desacelera 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 del tamaño y la fuerza de los planetesimales. [6]

Momento de la inestabilidad

Inicialmente se propuso que la inestabilidad del modelo de Niza coincidió con el Bombardeo Pesado Tardío, un aumento en la tasa de impactos que se cree que ocurrió varios cientos de millones de años después de la formación del Sistema Solar. Sin embargo, recientemente se han planteado varias cuestiones con respecto al momento en que se produjo la inestabilidad del modelo de Niza, si fue la causa del Bombardeo Pesado Tardío y si una alternativa explicaría mejor los cráteres y las cuencas de impacto asociadas. Sin embargo, la mayoría de los efectos de la inestabilidad del modelo de Niza en las órbitas de los planetas gigantes y las de las diversas poblaciones de cuerpos pequeños que se originaron en el disco planetesimal exterior son independientes de su momento.

Un modelo de cinco planetas de Nice 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 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 ser excitadas cuando Júpiter se encuentra con el gigante de hielo. [57] En un estudio de Nathan Kaib y John Chambers esto dio como resultado que las órbitas de los planetas terrestres se reprodujeran en un pequeño porcentaje de la simulación con solo el 1% reproduciendo las órbitas de los planetas terrestres y 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, todavía se requiere un salto en la relación de los períodos orbitales de Júpiter y Saturno 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 no quede suficiente masa en el disco planetesimal después de 400 millones de años de desgaste por colisión para ajustarse a los modelos de inestabilidad. Si la distribución de tamaño del disco planetesimal inicialmente se parecía a su distribución actual e incluía miles de objetos con la masa de Plutón, se produce una pérdida de masa significativa. Esto deja al disco con menos de 10 masas terrestres, mientras que en los modelos actuales de inestabilidad se necesita un mínimo de 15 masas terrestres. La distribución de tamaño también se vuelve más superficial de lo que se observa. Estos problemas persisten incluso si las simulaciones comienzan con un disco más masivo o una distribución de tamaño más pronunciada. Por el contrario, durante una inestabilidad temprana se produce una pérdida de masa mucho menor y pocos cambios en la distribución de tamaño. [3] Si el disco planetesimal comenzó sin objetos con la masa de Plutón, el desgaste por colisión comenzaría a medida que se formaran a partir de objetos más pequeños, y el momento dependería del tamaño inicial de los objetos y la masa del disco planetesimal. [72]

Los objetos binarios como Patroclo -Menoecio se separarían debido a las colisiones si la inestabilidad fuera tardía. 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 binario permanece en un disco planetesimal masivo, es vulnerable a separarse debido a una colisión. Aproximadamente el ~90% de los binarios similares se separan cada cien millones de años en las 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 de la formación del Sistema Solar. [4]

Las interacciones entre objetos con masas similares a las de Plutón en el disco planetesimal exterior pueden provocar una inestabilidad temprana. Las interacciones gravitacionales entre los planetesimales más grandes calientan dinámicamente el disco, lo que aumenta las excentricidades de sus órbitas. Las excentricidades aumentadas también reducen sus distancias de perihelio, lo que hace 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 a menudo conduce a cruces de resonancia y a una inestabilidad en el plazo de 100 millones de años. [5] [7]

El bombardeo producido por el modelo Nice puede no coincidir con el Bombardeo Pesado Tardío. Una distribución de tamaño de impactador similar a los asteroides daría como resultado 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] Mientras que el modelo Nice 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 Nice de cinco planetas y la pérdida significativa de masa o la ruptura de los cometas después de ingresar al Sistema Solar interior, [79] permitiendo potencialmente 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 Pesado Tardío. [81] [82] Si se utiliza una ley de escala de cráteres diferente, es posible reproducir los cráteres lunares y las cuencas de impacto identificadas con el Bombardeo Pesado Tardío, aproximadamente 1/6 de los cráteres de más de 150 km de diámetro y los cráteres de Marte. Los cráteres lunares restantes serían entonces el resultado de otra población de impactadores con una distribución de tamaño diferente, posiblemente planetesimales que quedaron de la formación de los planetas. [83] Esta ley de escala de cráteres también es más exitosa a la hora de reproducir los cráteres grandes formados más recientemente. [84]

Los cráteres y cuencas de impacto identificados con el Bombardeo Pesado Tardío pueden tener otra causa. Algunas alternativas ofrecidas recientemente incluyen los restos 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 Mercurio. [88] También se ha propuesto un bombardeo monótonamente decreciente por planetesimales que quedaron de la formación de los planetas terrestres. Esta hipótesis requiere que el manto lunar se haya cristalizado relativamente tarde, lo que puede explicar las diferentes concentraciones de elementos altamente siderófilos en la Tierra y la Luna. [89] Sin embargo, un trabajo previo encontró que la parte más estable dinámicamente de esta población se agotaría debido a su evolución por colisión, 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 Mephitis , en honor a la diosa romana de los gases tóxicos. Otra sugerencia es "Cosa 1" del libro infantil El gato en el sombrero del Dr. Seuss . Sin embargo, al propio Nesvorný no le gustan esas sugerencias. [91]

Notas sobre el Planeta Nueve

En enero de 2016, Batygin y Brown propusieron que un noveno planeta gigante distante es responsable de la alineación del perihelio de varios objetos transneptunianos con semiejes mayores mayores de 250 UA. [92] Y en noviembre de 2017, Brown afirmó en una respuesta a una consulta en Twitter sobre la correlación entre el modelo de cinco planetas de Niza y el Planeta Nueve "yo diría que hay una buena posibilidad de que el Planeta Nueve sea el planeta Niza número 5". [93] Si bien el mecanismo para la expulsión 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. Los ejemplos incluyen la captura de otra estrella, [94] y la formación in situ seguida de una alteración de su órbita por una estrella que pasa. [95] [96]

Referencias

  1. ^ abc Nesvorný, David (2011). "¿El quinto planeta gigante del joven sistema solar?". The Astrophysical Journal Letters . 742 (2): L22. arXiv : 1109.2949 . Código Bibliográfico :2011ApJ...742L..22N. doi :10.1088/2041-8205/742/2/L22. S2CID  118626056.
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