En astronomía planetaria , la hipótesis de la gran viraje propone que Júpiter se formó a una distancia de 3,5 UA del Sol , luego migró hacia el interior a 1,5 UA, antes de revertir su curso debido a que capturó a Saturno en una resonancia orbital , y finalmente se detuvo cerca de su órbita actual a 5,2 UA. La inversión de la migración planetaria de Júpiter se asemeja a la trayectoria de un velero que cambia de dirección ( viraje ) mientras viaja contra el viento. [1]
El disco planetesimal se trunca a 1,0 UA por la migración de Júpiter, lo que limita el material disponible para formar Marte . [2] Júpiter cruza dos veces el cinturón de asteroides , dispersando asteroides hacia afuera y luego hacia adentro. El cinturón de asteroides resultante tiene una masa pequeña, una amplia gama de inclinaciones y excentricidades, y una población originada tanto dentro como fuera de la órbita original de Júpiter. [3] Los escombros producidos por colisiones entre planetesimales arrastrados por Júpiter pueden haber impulsado una generación temprana de planetas hacia el Sol . [4]
En la hipótesis del gran giro, Júpiter experimentó una migración en dos fases después de su formación: migró hacia el interior hasta 1,5 UA antes de invertir su curso y migrar hacia el exterior. La formación de Júpiter tuvo lugar cerca de la línea de hielo , aproximadamente a 3,5 UA.
Después de despejar un hueco en el disco de gas, Júpiter experimentó una migración de tipo II , moviéndose lentamente hacia el Sol con el disco de gas. Si no se hubiera interrumpido, esta migración habría dejado a Júpiter en una órbita cercana alrededor del Sol, similar a los Júpiter calientes en otros sistemas planetarios. [5] Saturno también migró hacia el Sol, pero al ser más pequeño, migró más rápido, experimentando una migración de tipo I o una migración descontrolada. [6] Saturno convergió en Júpiter y fue capturado en una resonancia de movimiento medio 2:3 con Júpiter durante esta migración. Luego se formó un hueco superpuesto en el disco de gas alrededor de Júpiter y Saturno, [7] alterando el equilibrio de fuerzas en estos planetas que comenzaron a migrar juntos. Saturno despejó parcialmente su parte del hueco, reduciendo el torque ejercido sobre Júpiter por el disco exterior.
El torque neto en los planetas se volvió positivo, con los torques generados por las resonancias Lindblad internas excediendo a los del disco externo, y los planetas comenzaron a migrar hacia afuera. [8] La migración hacia afuera pudo continuar porque las interacciones entre los planetas permitieron que el gas fluyera a través del espacio. [9] El gas intercambió momento angular con los planetas durante su paso, lo que se sumó al balance positivo de torques, permitiendo que los planetas migraran hacia afuera en relación con el disco; el intercambio también transfirió masa del disco externo al disco interno. [10] La transferencia de gas al disco interno también ralentizó la reducción de la masa del disco interno en relación con el disco externo a medida que se acrecentaba sobre el Sol, lo que de otra manera debilitaría el torque interno, poniendo fin a la migración hacia afuera de los planetas gigantes. [8] [11] En la hipótesis del gran viraje, se supone que este proceso revirtió la migración hacia adentro de los planetas cuando Júpiter estaba a 1,5 UA. [6] La migración hacia afuera de Júpiter y Saturno continuó hasta que alcanzaron una configuración de par cero dentro de un disco en llamas, [12] [11] o cuando el disco de gas se disipó. [11] Se presume que todo el proceso termina cuando Júpiter alcanza su órbita actual aproximada. [6]
La hipótesis puede aplicarse a múltiples fenómenos del Sistema Solar.
El "problema de Marte" es un conflicto entre algunas simulaciones de la formación de los planetas terrestres que terminan con un planeta de 0,5-1,0 M E en su región, mucho mayor que la masa real de Marte: 0,107 M E , cuando se comienza con planetesimales distribuidos por todo el Sistema Solar interior. La gran maniobra de Júpiter resuelve el problema de Marte al limitar el material disponible para formar Marte. [13]
La migración hacia el interior de Júpiter altera esta distribución de material, [14] impulsando a los planetesimales hacia el interior para formar una banda estrecha y densa con una mezcla de materiales dentro de 1,0 UA , [15] y deja la región de Marte en gran parte vacía. [16] Los embriones planetarios se forman rápidamente en la banda estrecha. La mayoría de estos embriones chocan y se fusionan para formar los planetas terrestres más grandes ( Venus y la Tierra ) durante un período de 60 a 130 millones de años. [17] Otros se dispersan fuera de la banda donde se les priva de material adicional, lo que ralentiza su crecimiento, y forman los planetas terrestres de menor masa Marte y Mercurio . [18]
Júpiter y Saturno expulsan a la mayoría de los asteroides de sus órbitas iniciales durante sus migraciones, dejando atrás un remanente excitado derivado tanto del interior como del exterior de la ubicación original de Júpiter. Antes de las migraciones de Júpiter, las regiones circundantes contenían asteroides que variaban en composición con su distancia al Sol. [19] Los asteroides rocosos dominaban la región interior, mientras que los asteroides más primitivos y helados dominaban la región exterior más allá de la línea de hielo. [20] A medida que Júpiter y Saturno migran hacia el interior, ~15% de los asteroides interiores se dispersan hacia el exterior en órbitas más allá de Saturno. [2] Después de invertir el curso, Júpiter y Saturno se encuentran primero con estos objetos, dispersando aproximadamente el 0,5% de la población original de regreso hacia el interior en órbitas estables. [6] Más tarde, cuando Júpiter y Saturno migran a la región exterior, aproximadamente el 0,5% de los asteroides primitivos se dispersan en órbitas en el cinturón de asteroides exterior. [6] Los encuentros con Júpiter y Saturno dejan muchos de los asteroides capturados con grandes excentricidades e inclinaciones . [16] Estos pueden reducirse durante la inestabilidad de los planetas gigantes descrita en el modelo de Niza, de modo que la distribución de excentricidad se asemeje a la del cinturón de asteroides actual. [21] Algunos de los asteroides helados también quedan en órbitas que cruzan la región donde luego se formaron los planetas terrestres, lo que permite que se entregue agua a los planetas en acreción como cuando los asteroides helados chocan con ellos. [22] [23]
La ausencia de supertierras en órbita cercana en el Sistema Solar también puede ser el resultado de la migración hacia el interior de Júpiter. [24] A medida que Júpiter migra hacia el interior, los planetesimales son capturados en sus resonancias de movimiento medio, lo que hace que sus órbitas se encojan y sus excentricidades aumenten. Se produce una cascada de colisiones a medida que las velocidades relativas de los planetesimales se vuelven lo suficientemente grandes como para producir impactos catastróficos. Los escombros resultantes luego se mueven en espiral hacia el Sol debido al arrastre del disco de gas. Si hubiera supertierras en el Sistema Solar primitivo, habrían atrapado gran parte de estos escombros en resonancias y podrían haber sido impulsados hacia el Sol a medida que los escombros se movían en espiral hacia el interior. Los planetas terrestres actuales se formarían entonces a partir de planetesimales que quedaron atrás cuando Júpiter invirtió su curso. [25] Sin embargo, la migración de supertierras en órbita cercana al Sol podría evitarse si los escombros se fusionaran en objetos más grandes, reduciendo el arrastre de gas; y si el disco protoplanetario tenía una cavidad interna, su migración hacia el interior podría detenerse cerca de su borde. [26] Si aún no se habían formado planetas en el Sistema Solar interior, la destrucción de los cuerpos más grandes durante la cascada de colisiones podría haber dejado los escombros restantes lo suficientemente pequeños como para ser empujados hacia afuera por el viento solar, que habría sido mucho más fuerte durante el Sistema Solar temprano, dejando poco para formar planetas dentro de la órbita de Mercurio. [27]
Las simulaciones de la formación de los planetas terrestres utilizando modelos del disco protoplanetario que incluyen el calentamiento viscoso y la migración de los embriones planetarios indican que la migración de Júpiter puede haberse revertido a 2,0 UA. En las simulaciones, las excentricidades de los embriones son excitadas por perturbaciones de Júpiter. Como estas excentricidades son amortiguadas por el disco de gas más denso de los modelos recientes, los semiejes mayores de los embriones se encogen, desplazando la densidad máxima de sólidos hacia adentro. Para las simulaciones con la migración de Júpiter invirtiéndose a 1,5 UA, esto dio como resultado que el planeta terrestre más grande se formara cerca de la órbita de Venus en lugar de en la órbita de la Tierra. Las simulaciones que en cambio invirtieron la migración de Júpiter a 2,0 UA produjeron una coincidencia más cercana con el Sistema Solar actual. [9]
Cuando la fragmentación debida a colisiones de choque y fuga se incluye en simulaciones con una inestabilidad temprana, las órbitas de los planetas terrestres se reproducen mejor. La mayor cantidad de cuerpos pequeños resultantes de estas colisiones reduce las excentricidades e inclinaciones de las órbitas de los planetas en crecimiento mediante colisiones adicionales y fricción dinámica. Esto también da como resultado que una fracción mayor de la masa de los planetas terrestres se concentre en Venus y la Tierra y extienda sus tiempos de formación en relación con los de Marte. [28]
La migración de los planetas gigantes a través del cinturón de asteroides crea un pico en las velocidades de impacto que podría resultar en la formación de condritas CB. Las condritas CB son condritas carbonosas ricas en metales que contienen nódulos de hierro/níquel que se formaron a partir de la cristalización de los fundidos de impacto 4,8 ± 0,3 millones de años después de los primeros sólidos. La vaporización de estos metales requiere impactos de más de 18 km/s, mucho más allá del máximo de 12,2 km/s en los modelos de acreción estándar. La migración de Júpiter a través del cinturón de asteroides aumenta las excentricidades e inclinaciones de los asteroides, lo que resulta en un período de 0,5 millones de años de velocidades de impacto suficientes para vaporizar los metales. Si la formación de condritas CB se debió a la migración de Júpiter, habría ocurrido 4,5-5 millones de años después de la formación del Sistema Solar. [29]
La presencia de una atmósfera espesa alrededor de Titán y su ausencia alrededor de Ganímedes y Calisto puede deberse al momento en que se formaron en relación con el gran viraje. Si Ganímedes y Calisto se formaron antes del gran viraje, sus atmósferas se habrían perdido a medida que Júpiter se acercaba al Sol. Sin embargo, para que Titán evitara la migración de Tipo I a Saturno y para que la atmósfera de Titán sobreviviera, debe haberse formado después del gran viraje. [30] [31]
Los encuentros con otros embriones podrían desestabilizar un disco que orbita alrededor de Marte, reduciendo la masa de las lunas que se forman alrededor de Marte. Después de que Marte se dispersa del anillo por encuentros con otros planetas, continúa teniendo encuentros con otros objetos hasta que los planetas limpian material del Sistema Solar interior. Si bien estos encuentros permiten que la órbita de Marte se desacople de los otros planetas y permanezca en una órbita estable, también pueden perturbar el disco de material a partir del cual se forman las lunas de Marte. Estas perturbaciones hacen que el material se escape de la órbita de Marte o impacte en su superficie, reduciendo la masa del disco, lo que resulta en la formación de lunas más pequeñas. [32]
La mayor parte de la acreción de Marte debe haber tenido lugar fuera del estrecho anillo de material formado por la gran tachuela si Marte tiene una composición diferente a la de la Tierra y Venus. Los planetas que crecen en el anillo creado por la gran tachuela terminan con composiciones similares. Si la gran tachuela se produjo en una etapa temprana, mientras que el embrión que se convirtió en Marte era relativamente pequeño, podría formarse un Marte con una composición diferente si en cambio se dispersara hacia afuera y luego hacia adentro como los asteroides. La probabilidad de que esto ocurra es de aproximadamente el 2 %. [33] [34]
Estudios posteriores han demostrado que es poco probable que la migración orbital convergente de Júpiter y Saturno en la nebulosa solar que se desvanece establezca una resonancia de movimiento medio de 3:2. En lugar de favorecer una migración desbocada más rápida, las condiciones de la nebulosa conducen a una migración más lenta de Saturno y a su captura en una resonancia de movimiento medio de 2:1. [11] [35] [36] La captura de Júpiter y Saturno en la resonancia de movimiento medio de 2:1 no suele invertir la dirección de la migración, pero se han identificado configuraciones particulares de nebulosas que pueden impulsar la migración hacia el exterior. [37] Sin embargo, estas configuraciones tienden a excitar la excentricidad orbital de Júpiter y Saturno a valores entre dos y tres veces mayores que sus valores reales. [37] [38] Además, si la temperatura y la viscosidad del gas permiten que Saturno produzca una brecha más profunda, el par neto resultante puede volverse negativo nuevamente, lo que resulta en la migración hacia el interior del sistema. [11]
El escenario de gran viraje ignora la continua acreción de gas tanto en Júpiter como en Saturno. [39] De hecho, para impulsar la migración hacia afuera y mover los planetas a la proximidad de sus órbitas actuales, la nebulosa solar tenía que contener un reservorio suficientemente grande de gas alrededor de las órbitas de los dos planetas. Sin embargo, este gas proporcionaría una fuente de acreción, lo que afectaría el crecimiento de Júpiter y Saturno y su relación de masas. [11] El tipo de densidad de nebulosa requerida para la captura en la resonancia de movimiento medio 3:2 es especialmente peligroso para la supervivencia de los dos planetas, porque puede conducir a un crecimiento significativo de masa y la consiguiente dispersión planeta-planeta. Pero las condiciones que conducen a sistemas resonantes de movimiento medio 2:1 también pueden poner a los planetas en peligro. [40] La acreción de gas en ambos planetas también tiende a reducir el suministro hacia el disco interior, disminuyendo la tasa de acreción hacia el Sol. Este proceso funciona para agotar algo el interior del disco de la órbita de Júpiter, debilitando los torques en Júpiter que surgen de las resonancias internas de Lindblad y potencialmente poniendo fin a la migración hacia afuera de los planetas. [11]
Se han propuesto múltiples hipótesis para explicar la pequeña masa de Marte. Un Marte pequeño puede haber sido un evento de baja probabilidad, ya que ocurre en una pequeña, pero no nula, fracción de simulaciones que comienzan con planetesimales distribuidos por todo el Sistema Solar interior. [41] [42] [43] Un Marte pequeño podría ser el resultado de que su región haya estado en gran parte vacía debido al material sólido que se desplazó más hacia el interior antes de que se formaran los planetesimales. [44] [45] La mayor parte de la masa también podría haber sido eliminada de la región de Marte antes de que se formara si la inestabilidad del planeta gigante descrita en el modelo de Nice ocurrió temprano. [46] [47] Si la mayor parte del crecimiento de planetesimales y embriones en planetas terrestres se debió a la acreción de guijarros , un Marte pequeño podría ser el resultado de que este proceso haya sido menos eficiente con el aumento de las distancias al Sol. [48] [49] La migración convergente de embriones planetarios en el disco de gas hacia 1 UA daría como resultado la formación de planetas terrestres solo cerca de esta distancia, dejando a Marte como un embrión varado. [50] Las resonancias seculares de barrido durante la limpieza del disco de gas también podrían excitar inclinaciones y excentricidades, aumentando las velocidades relativas de modo que las colisiones resultaran en fragmentación en lugar de acreción. [51] Varias de estas hipótesis también podrían explicar la baja masa del cinturón de asteroides.
También se han propuesto varias hipótesis para explicar las excentricidades e inclinaciones orbitales de los asteroides y la baja masa del cinturón de asteroides. Si la región del cinturón de asteroides estaba inicialmente vacía debido a que se formaban allí pocos planetesimales, podría haber estado poblada por planetesimales helados que se dispersaron hacia el interior durante la acreción de gas de Júpiter y Saturno, [52] y por asteroides rocosos que se dispersaron hacia el exterior por los planetas terrestres en formación. [53] [54] Los planetesimales helados dispersos hacia el interior también podrían llevar agua a la región terrestre. [55] Un cinturón de asteroides inicialmente de baja masa podría haber tenido sus excentricidades e inclinaciones orbitales excitadas por resonancias seculares si las órbitas resonantes de Júpiter y Saturno se volvieron caóticas antes de la inestabilidad del modelo de Niza. [56] [57] Las excentricidades e inclinaciones del asteroide también podrían ser excitadas durante la inestabilidad del planeta gigante, alcanzando los niveles observados si durara unos pocos cientos de miles de años. [58] Las interacciones gravitacionales entre los asteroides y los embriones en un cinturón de asteroides inicialmente masivo potenciarían estos efectos alterando los semiejes mayores de los asteroides, conduciendo a muchos asteroides a órbitas inestables donde fueron removidos debido a las interacciones con los planetas, lo que resultó en la pérdida de más del 99% de su masa. [59] El barrido de resonancia secular durante la disipación del disco de gas podría haber excitado las órbitas de los asteroides y eliminado muchos mientras giraban en espiral hacia el Sol debido al arrastre de gas después de que se excitaran sus excentricidades. [60]
También se han propuesto varias hipótesis para la falta de una supertierra en órbita cercana y la pequeña masa de Mercurio . Si el núcleo de Júpiter se formó cerca del Sol, su migración hacia afuera a través del Sistema Solar interior podría haber empujado material hacia afuera en sus resonancias, dejando la región dentro de la órbita de Venus agotada. [61] [26] En un disco protoplanetario que estaba evolucionando a través de un viento de disco, los embriones planetarios podrían haber migrado hacia afuera antes de fusionarse para formar planetas, dejando al Sistema Solar sin planetas dentro de la órbita de Mercurio. [62] [63] La migración convergente de embriones planetarios en el disco de gas hacia 1 UA también habría resultado en la formación de grandes planetas terrestres cerca de esta distancia dejando a Mercurio como un embrión varado. [50] Una generación temprana de planetas interiores podría haberse perdido debido a colisiones catastróficas durante una inestabilidad, lo que resultó en que los escombros se molieran lo suficientemente pequeños como para perderse debido al arrastre de Poynting-Robertson. [64] [65] Si la formación de planetesimales sólo ocurrió tempranamente, el borde interior del disco planetesimal podría haber estado ubicado en la línea de condensación de silicato en este momento. [66] La formación de planetesimales más cerca que la órbita de Mercurio puede haber requerido que el campo magnético de la estrella estuviera alineado con la rotación del disco, permitiendo el agotamiento del gas de modo que las proporciones sólido-gas alcanzaran valores suficientes para que ocurrieran inestabilidades de transmisión . [67] [68] La formación de supertierras puede requerir un mayor flujo de guijarros a la deriva hacia el interior que el que se produjo en el Sistema Solar primitivo. [69] Los planetesimales que orbitan en un disco protoplanetario a menos de 0,6 UA pueden haberse erosionado debido a un viento en contra. [70] Un Sistema Solar primitivo que estaba en gran parte agotado de material podría haber dado lugar a la formación de pequeños planetas que se perdieron o destruyeron en una inestabilidad temprana dejando sólo a Mercurio o la formación de sólo Mercurio. [71] [72]