El modelo de Niza (/ˈn iː s / ) es un escenario para la evolución dinámica del Sistema Solar . Lleva el nombre de 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 . En este sentido, se diferencia de modelos anteriores sobre la formación del Sistema Solar. Esta migración planetaria se utiliza en simulaciones dinámicas del Sistema Solar para explicar eventos históricos, incluido el Bombardeo Intenso Tardío del Sistema Solar interior , la formación de la nube de Oort y la existencia de poblaciones de pequeños cuerpos del Sistema Solar como el cinturón de Kuiper . los troyanos 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 primordial del Sistema Solar, se encontraron originalmente los cuatro planetas gigantes ( Júpiter , Saturno , Urano y Neptuno ). en órbitas casi circulares entre ~5,5 y ~17 unidades astronómicas (au), mucho más espaciadas y compactas que en el presente. Un disco grande y denso de pequeños planetesimales de roca y hielo que suman unas 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 pasan ocasionalmente por encuentros gravitacionales con el planeta gigante más externo, lo que cambia 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 el 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 mediante el mismo proceso. A pesar del pequeño movimiento que produce cada intercambio de impulso, 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, por el contrario, hace que Júpiter se mueva ligeramente hacia adentro.
La baja tasa de encuentros orbitales determina la tasa 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 internos, 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 cambia rápida y dramáticamente. [7] Júpiter desplaza a Saturno hacia su posición actual, y esta reubicación provoca 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 chocan contra el disco planetesimal, dispersando a 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 los asteroides trans-saturnianos, pero sin migración planetaria ni resonancias caóticas.
Los detalles de los cálculos del modelo de Niza son sensibles a las interacciones caóticas entre planetas y asteroides. Estos cálculos están plagados de errores numéricos, en particular errores de redondeo y discretización temporal. [8] Originalmente se pensó que el modelo provocaría que algunos de los planetesimales fueran arrojados al interior del Sistema Solar, produciendo una repentina afluencia de impactos sobre los planetas terrestres : el Late Heavy Bombardment (LHB). [4] Sin embargo, desde entonces se ha demostrado que el LHB es inconsistente con la edad y abundancia de los 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 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 lugares. [5] Estas estadísticas, sin embargo, no pueden interpretarse como una probabilidad en un sistema dinámicamente caótico. Aunque un intercambio de Urano y Neptuno sería consistente con los modelos de su formación en un disco que tenía una densidad superficial que disminuía con la distancia al Sol, [1] no hay ningún argumento convincente de por qué la masa del planeta debería seguir el perfil de densidad del disco.
La ejecución de modelos dinámicos del Sistema Solar con diferentes condiciones iniciales durante la duración 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, es necesaria 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 sólo puede haber una comprensión del Sistema Solar temprano: esa comprensión debería explicar todas las familias de cuerpos menores en sus abundancias observadas [ cita necesaria ] .
Probar 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 poblacionales de las simulaciones con las observaciones astronómicas de estas poblaciones. [7] En la actualidad, no existe ningún modelo informático satisfactorio que explique la arquitectura del Sistema Solar actual.
La principal motivación para la introducción del modelo de Niza es explicar el Bombardeo Intenso Tardío (LHB), un hipotético aumento de los impactos de asteroides y la formación de cráteres en la superficie lunar y los planetas terrestres unos 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 ningún 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 límite de la luna para crear un pico aparente en la distribución de edad inferida, el LHB. [11] También las mediciones recientes de la microsonda de ablación láser de la proporción de isótopos de argón de 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 Urano y Neptuno interrumpen el disco exterior, lo que provoca un fuerte aumento de impactos de objetos helados. La migración de los planetas exteriores también provoca movimientos medios y resonancias seculares que recorren el Sistema Solar interior. En el cinturón de asteroides, estos excitan las excentricidades de los asteroides, llevándolos a órbitas que cruzan las de los planetas terrestres, provocando un período más prolongado de impactos de objetos pedregosos y eliminando aproximadamente el 90% de su masa. [4] El número de planetesimales que llegarían a la Luna es consistente con el registro de cráteres del LHB. [4] Sin embargo, la distribución orbital prevista para 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 gravitacional combinada desestabiliza la región coorbital troyana, permitiendo que los grupos troyanos existentes en los puntos de Lagrange L 4 y L 5 de Júpiter y Neptuno escapen y se puedan localizar nuevos objetos del disco planetesimal exterior. capturado. [16] Los objetos en la región coorbital troyana sufren libración, desplazándose cíclicamente en relación con los puntos L 4 y L 5 . Cuando Júpiter y Saturno están cerca pero no en resonancia, el lugar en el que Júpiter pasa por Saturno en relación con su perihelio circula lentamente. Si el período de esta circulación coincide con el período de libración de los troyanos, entonces el rango de libración puede aumentar hasta que escapen. [6] Cuando ocurre este fenómeno, la región coorbital del troyano 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 roto lo habitan temporalmente. [3] Más tarde, cuando aumenta la separación de las órbitas de Júpiter y Saturno, la región de Troya se "cierra dinámicamente" y los planetesimales en la región de Troya son capturados, quedando muchos en la actualidad. [6] Los troyanos capturados tienen una amplia gama de inclinaciones que hasta ahora no se habían comprendido, 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 Nice genera de manera similar los troyanos Neptune . [3]
Un gran número de planetesimales también habrían sido capturados en las resonancias de movimiento medio de Júpiter a medida que Júpiter migraba hacia adentro. Los que permanecieron en 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 superiores a 2,6 ua a medida que las resonancias avanzaban hacia el interior. [17] Estos objetos capturados habrían sufrido una erosión por colisión, triturando a la población en fragmentos progresivamente más pequeños que luego pueden estar sujetos al efecto Yarkovsky , que hace que los objetos pequeños se desvíen hacia resonancias inestables, y al arrastre Poynting-Robertson que causa los granos más pequeños se desplacen hacia el sol. Estos procesos pueden haber eliminado >90% de la masa original implantada en el cinturón de asteroides. [18] La distribución de frecuencia de tamaño de esta población simulada después de esta erosión concuerda excelentemente con las observaciones. [18] Este acuerdo sugiere que los troyanos de Júpiter, Hildas y los 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 mediante este proceso. [19] Algunos asteroides de tipo D descubiertos recientemente tienen semiejes mayores <2,5 au, que están más cerca que los que se capturarían en el modelo original de Niza. [20]
Cualquier población original de satélites irregulares capturada por mecanismos tradicionales, como el arrastre o los impactos de los discos de acreción, [21] se perdería 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 un gran número de planetesimales después de que Urano y Neptuno entran e interrumpen el disco planetesimal. Una fracción de estos planetesimales es capturada 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 10 −7 . [22] Estos nuevos satélites podrían capturarse 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. Es posible que algunos irregulares incluso hayan sido intercambiados entre planetas. Las órbitas irregulares resultantes coinciden bien con los semiejes, inclinaciones y excentricidades de las poblaciones observadas. [22] Las colisiones posteriores entre estos satélites capturados pueden haber creado las familias de colisiones sospechosas que se ven 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, puede explicarse si fue capturada en una interacción de tres cuerpos que implicó la ruptura de un planetoide binario. [25] Tal alteración 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 el séquito de irregulares de Júpiter en las simulaciones iniciales del modelo de Niza que reproducían otros aspectos del Sistema Solar exterior. Esto sugiere que en ese planeta estaba funcionando un segundo mecanismo o que las primeras simulaciones no reproducían 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 exteriores del Sistema Solar . [10] Originalmente, el cinturón de Kuiper era mucho más denso y más cercano al Sol , con un borde exterior a aproximadamente 30 au. 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 (muy probablemente en el rango de 15 a 20 UA), y en ubicaciones opuestas, con Urano más lejos del Sol. Sol que Neptuno. [4] [10]
Los encuentros gravitacionales entre los planetas dispersan a Neptuno hacia el disco planetesimal con un semieje mayor de ~28 au y una excentricidad de hasta 0,4. La alta excentricidad de Neptuno hace que sus resonancias de movimiento medio se superpongan y 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 órbitas estables de baja excentricidad dentro de esta región. Cuando la excentricidad de Neptuno es amortiguada por la fricción dinámica, quedan atrapados en estas órbitas. Estos objetos forman un cinturón dinámicamente 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 sus excentricidades pueden disminuir y sus inclinaciones aumentan debido al mecanismo Kozai , lo que les permite escapar a órbitas estables de mayor inclinación. Otros objetos quedan capturados en resonancia, formando los plutinos y otras poblaciones resonantes. Estas dos poblaciones son dinámicamente calientes, con mayores inclinaciones y excentricidades; debido a su dispersión hacia afuera y al período más prolongado que estos objetos interactúan con Neptuno. [10]
Esta evolución de la órbita de Neptuno produce poblaciones resonantes y 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 tiene en cuenta algunas de las características de la distribución orbital. Predice una excentricidad promedio mayor en las órbitas clásicas de objetos del cinturón de Kuiper que la observada (0,10–0,13 versus 0,07) y no produce suficientes objetos con mayor inclinación. Tampoco puede explicar la aparente ausencia total 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 y no enteramente de diferencias en la composición primordial. [27]
La escasez de los objetos de 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 frías y calientes tienen diferentes colores. 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 definidas que probablemente no sobrevivirían a un encuentro cercano con Neptuno. [29] Si la población fría se formara en su ubicación actual, preservarla requeriría que la excentricidad de Neptuno permaneciera pequeña, [30] o que su perihelio precediera rápidamente debido a una fuerte interacción entre él y Urano. [31]
Los objetos dispersados por Neptuno en órbitas con un semieje mayor superior a 50 au 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 a órbitas estables en el disco disperso mientras Neptuno está migrando. Cuando la excentricidad de Neptuno es grande, su afelio puede extenderse mucho más allá de su órbita actual. Los objetos que alcanzan un perihelio cercano o más grande 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 dispersados por Urano y Neptuno hacia órbitas más grandes (aproximadamente 5.000 UA) pueden tener su perihelio elevado por la marea galáctica, separándolos de la influencia de los planetas que forman la nube interior de Oort con inclinaciones moderadas. Otros que alcanzan órbitas aún mayores pueden verse perturbados por estrellas cercanas que forman la nube exterior de Oort con inclinaciones isotrópicas. Los objetos dispersados por Júpiter y Saturno suelen ser expulsados del Sistema Solar. [32] Varios por ciento del disco planetesimal inicial se puede depositar en estos depósitos. [33]
El modelo de Niza ha sufrido numerosas 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 provocaría su captura en una serie de resonancias. [34] También se demostró que el lento acercamiento de Júpiter y Saturno a la resonancia 2:1 antes de la inestabilidad y su suave separación de sus órbitas después alteran las órbitas de los objetos en el Sistema Solar interior debido a resonancias seculares de barrido. El primero podría resultar en que la órbita de Marte cruce la de otros planetas terrestres, desestabilizando el Sistema Solar interior. Si se evitara lo primero, lo segundo dejaría las órbitas de los planetas terrestres con excentricidades mayores. [35] La distribución orbital del cinturón de asteroides también se vería alterada dejándolo con un exceso de objetos de alta inclinación. [13] Otras diferencias entre predicciones y observaciones incluyeron la captura de pocos satélites irregulares por parte de Júpiter, la vaporización del hielo de las lunas interiores de Saturno, la 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.
The first modifications to the Nice model were the initial positions of the giant planets. Investigations of the behavior of planets orbiting in a gas disk using hydrodynamical models reveal that the giant planets would migrate toward the Sun. If the migration continued it would have resulted in Jupiter orbiting close to the Sun like recently discovered exoplanets known as hot Jupiters. Saturn's capture in a resonance with Jupiter prevents this, however, and the later capture of the other planets results in a quadruple resonant configuration with Jupiter and Saturn in their 3:2 resonance.[34] A mechanism for a delayed disruption of this resonance was also proposed. Gravitational encounters with Pluto-massed objects in the outer disk would stir their orbits causing an increase in eccentricities, and through a coupling of their orbits, an inward migration of the giant planets. During this inward migration secular resonances would be crossed that altered the eccentricities of the planets' orbits and disrupted the quadruple resonance. A late instability similar to the original Nice model then follows. Unlike the original Nice model the timing of this instability is not sensitive to the planets' initial orbits or the distance between the outer planet and the planetesimal disk. The combination of resonant planetary orbits and the late instability triggered by these long distant interactions was referred to as the Nice 2 model.[36]
La segunda modificación fue el requisito de que uno de los gigantes de hielo se encontrara con Júpiter, provocando que su semieje mayor saltara. En este escenario de Júpiter saltando , un gigante de hielo se encuentra con Saturno y se dispersa hacia adentro en una órbita que cruza a 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 reduzca. Esto da como resultado una separación gradual de las órbitas de Júpiter y Saturno en lugar de una suave migración divergente. [35] La separación gradual de las órbitas de Júpiter y Saturno evita el lento barrido 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 altas emisiones. a objetos de baja inclinación. [13] Los encuentros entre el gigante de hielo y Júpiter en este modelo permiten a Júpiter adquirir 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 a través de uno de los puntos de libración que dispersan 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 Intenso Tardío se originan en una extensión interna que se interrumpe cuando los planetas gigantes alcanzan sus posiciones actuales, quedando un remanente como los asteroides de Hungría. [39] Algunos asteroides de tipo D están incrustados en el cinturón de asteroides interior, dentro de 2,5 ua, durante los encuentros con el gigante de hielo cuando cruza el cinturón de asteroides. [40]
Las frecuentes eyecciones en las simulaciones del encuentro del gigante de hielo con Júpiter han 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 Niza 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 el disco planetesimal alcanzando las 28 ua antes de que comiencen los encuentros entre planetas. [44] Esta migración inicial reduce la masa del disco exterior, lo que permite preservar 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 permanecieran en el disco planetesimal cuando comenzó esa migración. [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 in situ un cinturón clásico frío. [44] El cinturón planetesimal de menor masa en combinación con la excitación de inclinaciones y excentricidades por los objetos con masa 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 au antes de la inestabilidad es poco probable con el modelo Nice 2. Esta brecha puede salvarse mediante una lenta migración impulsada por el polvo a lo largo de varios millones de años después de un escape temprano de la resonancia. [48] Un estudio reciente encontró que el modelo de Niza 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 pudo ser la fuente del Bombardeo Intenso 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]
