El escenario del salto de Júpiter especifica una evolución de la migración de planetas gigantes descrita por el modelo de Niza , en el que un gigante de hielo (Urano, Neptuno o un planeta adicional con la masa de Neptuno ) es dispersado hacia adentro por Saturno y hacia afuera por Júpiter, causando que sus semiejes mayores salten y, por lo tanto, separen rápidamente sus órbitas . [1] El escenario del salto de Júpiter fue propuesto por Ramon Brasser, Alessandro Morbidelli , Rodney Gomes, Kleomenis Tsiganis y Harold Levison después de que sus estudios revelaran que la suave migración divergente de Júpiter y Saturno resultó en un Sistema Solar interior significativamente diferente del Sistema Solar actual. [1] Durante esta migración, resonancias seculares barrieron el Sistema Solar interior excitando las órbitas de los planetas terrestres y los asteroides, dejando las órbitas de los planetas demasiado excéntricas , [1] y el cinturón de asteroides con demasiados objetos de alta inclinación . [2] Los saltos en los semiejes mayores de Júpiter y Saturno descritos en el escenario de Júpiter saltando pueden permitir que estas resonancias crucen rápidamente el Sistema Solar interior sin alterar excesivamente las órbitas, [1] aunque los planetas terrestres siguen siendo sensibles a su paso. [3] [4]
El escenario del salto de Júpiter también da lugar a una serie de otras diferencias con el modelo original de Nice. La fracción de impactadores lunares del núcleo del cinturón de asteroides durante el Bombardeo Pesado Tardío se reduce significativamente, [5] la mayoría de los troyanos de Júpiter son capturados durante los encuentros de Júpiter con el gigante de hielo, [6] al igual que los satélites irregulares de Júpiter . [7] En el escenario del salto de Júpiter, la probabilidad de preservar cuatro planetas gigantes en órbitas similares a las actuales parece aumentar si el Sistema Solar primitivo contenía originalmente un gigante de hielo adicional , que luego fue expulsado por Júpiter al espacio interestelar . [8] Sin embargo, este sigue siendo un resultado atípico, [9] al igual que la preservación de las órbitas actuales de los planetas terrestres. [4]
En el modelo original de Nice, un cruce de resonancia da como resultado una inestabilidad dinámica que altera rápidamente las órbitas de los planetas gigantes. El modelo original de Nice comienza con los planetas gigantes en una configuración compacta con órbitas casi circulares. Inicialmente, las interacciones con planetesimales que se originan en un disco exterior impulsan una migración divergente lenta de los planetas gigantes. Esta migración impulsada por planetesimales continúa hasta que Júpiter y Saturno cruzan su resonancia mutua 2:1 . El cruce de resonancia excita las excentricidades de Júpiter y Saturno. Las excentricidades aumentadas crean perturbaciones en Urano y Neptuno , aumentando sus excentricidades hasta que el sistema se vuelve caótico y las órbitas comienzan a cruzarse. Los encuentros gravitacionales entre los planetas dispersan a Urano y Neptuno hacia afuera en el disco de planetesimales. El disco se interrumpe, dispersando muchos de los planetesimales en órbitas que cruzan planetas. Se inicia una fase rápida de migración divergente de los planetas gigantes que continúa hasta que el disco se agota. La fricción dinámica durante esta fase amortigua las excentricidades de Urano y Neptuno, estabilizando el sistema. En simulaciones numéricas del modelo original de Nice, las órbitas finales de los planetas gigantes son similares a las del Sistema Solar actual . [10]
Las versiones posteriores del modelo de Niza comienzan con los planetas gigantes en una serie de resonancias. Este cambio refleja algunos modelos hidrodinámicos del Sistema Solar primitivo . En estos modelos, las interacciones entre los planetas gigantes y el disco de gas dan como resultado que los planetas gigantes migren hacia la estrella central, convirtiéndose en algunos casos en Júpiter calientes . [11] Sin embargo, en un sistema de múltiples planetas, esta migración hacia el interior puede detenerse o revertirse si un planeta más pequeño que migre más rápidamente es capturado en una resonancia orbital exterior . [12] La hipótesis de Grand Tack , que postula que la migración de Júpiter se invierte a 1,5 UA después de la captura de Saturno en una resonancia, es un ejemplo de este tipo de evolución orbital. [13] La resonancia en la que Saturno es capturado, una resonancia 3:2 o 2:1, [14] [15] y la extensión de la migración hacia el exterior (si la hay) depende de las propiedades físicas del disco de gas y de la cantidad de gas acretado por los planetas. [15] [16] [17] La captura de Urano y Neptuno en resonancias adicionales durante o después de esta migración hacia afuera da como resultado un sistema cuádruplemente resonante, [18] habiéndose identificado varias combinaciones estables. [19] Después de la disipación del disco de gas, la resonancia cuádruple finalmente se rompe debido a las interacciones con planetesimales del disco exterior. [20] La evolución a partir de este punto se asemeja al modelo original de Nice con una inestabilidad que comienza poco después de que se rompe la resonancia cuádruple [20] o después de un retraso durante el cual la migración impulsada por planetesimales impulsa a los planetas a través de una resonancia diferente. [19] Sin embargo, no hay un enfoque lento hacia la resonancia 2:1 ya que Júpiter y Saturno comienzan en esta resonancia [15] [17] o la cruzan rápidamente durante la inestabilidad. [18]
La agitación del disco exterior por planetesimales masivos puede desencadenar una inestabilidad tardía en un sistema planetario multiresonante. A medida que las excentricidades de los planetesimales se excitan por los encuentros gravitacionales con objetos de masa como Plutón , se produce una migración hacia el interior de los planetas gigantes. La migración, que ocurre incluso si no hay encuentros entre planetesimales y planetas, está impulsada por un acoplamiento entre la excentricidad promedio del disco planetesimal y los semiejes mayores de los planetas exteriores. Debido a que los planetas están bloqueados en resonancia , la migración también da como resultado un aumento en la excentricidad del gigante de hielo interior . La excentricidad aumentada cambia la frecuencia de precesión del gigante de hielo interior, lo que lleva al cruce de resonancias seculares . La resonancia cuádruple de los planetas exteriores puede romperse durante uno de estos cruces de resonancia secular. Los encuentros gravitacionales comienzan poco después debido a la proximidad de los planetas en la configuración resonante anterior. El momento en que se produce la inestabilidad causada por este mecanismo, que suele producirse varios cientos de millones de años después de la dispersión del disco de gas, es bastante independiente de la distancia entre el planeta exterior y el disco planetesimal. En combinación con las condiciones iniciales actualizadas, este mecanismo alternativo para desencadenar una inestabilidad tardía se ha denominado modelo Nice 2. [ 20]
Los encuentros entre Júpiter y un gigante de hielo durante la migración de planetas gigantes son necesarios para reproducir el Sistema Solar actual. En una serie de tres artículos, Ramon Brasser, Alessandro Morbidelli , Rodney Gomes, Kleomenis Tsiganis y Harold Levison analizaron la evolución orbital del Sistema Solar durante la migración de planetas gigantes. El primer artículo demostró que los encuentros entre un gigante de hielo y al menos un gigante gaseoso eran necesarios para reproducir las oscilaciones de las excentricidades de los gigantes gaseosos. [21] Los otros dos demostraron que si Júpiter y Saturno experimentaran una suave separación de sus órbitas impulsada por planetesimales, los planetas terrestres tendrían órbitas demasiado excéntricas y muchos de los asteroides tendrían órbitas con grandes inclinaciones. Propusieron que el gigante de hielo se encontró con Júpiter y Saturno, lo que provocó la rápida separación de sus órbitas, evitando así el barrido de resonancia secular responsable de la excitación de las órbitas en el Sistema Solar interior. [1] [2]
Para excitar las oscilaciones de las excentricidades de los planetas gigantes se requieren encuentros entre planetas. Júpiter y Saturno tienen excentricidades modestas que oscilan fuera de fase, y Júpiter alcanza la excentricidad máxima cuando Saturno alcanza su mínimo y viceversa. Una migración suave de los planetas gigantes sin cruces de resonancia da como resultado excentricidades muy pequeñas. Los cruces de resonancia excitan sus excentricidades medias , y el cruce de resonancia 2:1 reproduce la excentricidad actual de Júpiter, pero estos no generan las oscilaciones en sus excentricidades. Para recrear ambos se requiere una combinación de cruces de resonancia y un encuentro entre Saturno y un gigante de hielo, o múltiples encuentros de un gigante de hielo con uno o ambos gigantes gaseosos . [21]
Durante la suave migración de los planetas gigantes, la resonancia secular ν5 barre el Sistema Solar interior , excitando las excentricidades de los planetas terrestres. Cuando los planetas están en una resonancia secular, las precesiones de sus órbitas están sincronizadas, manteniendo fijas sus orientaciones relativas y los pares medios ejercidos entre ellas. Los pares transfieren momento angular entre los planetas provocando cambios en sus excentricidades y, si las órbitas están inclinadas una respecto de otra, sus inclinaciones. Si los planetas permanecen en resonancias seculares o cerca de ellas, estos cambios pueden acumularse dando lugar a cambios significativos en la excentricidad y la inclinación. [22] Durante un cruce de resonancia secular ν5 esto puede dar lugar a la excitación de la excentricidad del planeta terrestre, con la magnitud del aumento dependiendo de la excentricidad de Júpiter y del tiempo transcurrido en la resonancia secular. [23] En el modelo original de Nice, la aproximación lenta a la resonancia 2:1 de Júpiter y Saturno da como resultado una interacción extendida de la resonancia secular ν5 con Marte, lo que lleva su excentricidad a niveles que pueden desestabilizar el Sistema Solar interior, lo que podría provocar colisiones entre planetas o la expulsión de Marte. [1] [23] En versiones posteriores del modelo de Nice, la migración divergente de Júpiter y Saturno a través (o desde) la resonancia 2:1 es más rápida y los cruces de resonancia ν5 cercanos de la Tierra y Marte son breves, lo que evita la excitación excesiva de sus excentricidades en algunos casos. Venus y Mercurio, sin embargo, alcanzan excentricidades significativamente más altas que las observadas cuando la resonancia ν5 cruza más tarde sus órbitas. [1]
Una migración suave impulsada por planetesimales de los planetas gigantes también da como resultado una distribución orbital del cinturón de asteroides diferente a la del cinturón de asteroides actual. A medida que barre el cinturón de asteroides, la resonancia secular ν16 excita las inclinaciones de los asteroides. Le sigue la resonancia secular ν6 que excita las excentricidades de los asteroides de baja inclinación . [2] Si el barrido de resonancia secular ocurre durante una migración impulsada por planetesimales, que tiene una escala de tiempo de 5 millones de años o más, el cinturón de asteroides restante queda con una fracción significativa de asteroides con inclinaciones mayores de 20°, que son relativamente raras en el cinturón de asteroides actual. [22] La interacción de la resonancia secular ν6 con la resonancia de movimiento medio 3:1 también deja un grupo prominente en la distribución del semieje mayor que no se observa. [2] El barrido de resonancia secular también dejaría demasiados asteroides de alta inclinación si la migración de planetas gigantes ocurrió temprano, con todos los asteroides inicialmente en órbitas de baja excentricidad e inclinación, [24] y también si las órbitas de los asteroides fueron excitadas por el paso de Júpiter durante el Gran Tachán. [25]
Los encuentros entre un gigante de hielo y Júpiter y Saturno aceleran la separación de sus órbitas, lo que limita los efectos del barrido de resonancia secular en las órbitas de los planetas terrestres y los asteroides. Para evitar la excitación de las órbitas de los planetas terrestres y los asteroides, las resonancias seculares deben barrer rápidamente a través del Sistema Solar interior. La pequeña excentricidad de Venus indica que esto ocurrió en una escala de tiempo de menos de 150.000 años, mucho más corta que en una migración impulsada por planetesimales. [22] Sin embargo, el barrido de resonancia secular se puede evitar en gran medida si la separación de Júpiter y Saturno fue impulsada por encuentros gravitacionales con un gigante de hielo. Estos encuentros deben impulsar la relación del período Júpiter-Saturno rápidamente desde menos de 2,1 a más de 2,3, el rango en el que ocurren los cruces de resonancia secular. Esta evolución de las órbitas de los planetas gigantes se ha denominado el escenario del salto de Júpiter en honor a un proceso similar propuesto para explicar las órbitas excéntricas de algunos exoplanetas. [1] [2]
El escenario del salto de Júpiter reemplaza la suave separación de Júpiter y Saturno con una serie de saltos, evitando así el barrido de resonancias seculares a través del Sistema Solar interior a medida que su relación de períodos cruza de 2,1 a 2,3. [1] En el escenario del salto de Júpiter, un gigante de hielo es dispersado hacia adentro por Saturno en una órbita que cruza Júpiter y luego dispersado hacia afuera por Júpiter. [2] El semieje mayor de Saturno aumenta en el primer encuentro gravitacional y el de Júpiter se reduce en el segundo, con el resultado neto de un aumento en su relación de períodos. [2] En simulaciones numéricas, el proceso puede ser mucho más complejo: mientras que la tendencia es que las órbitas de Júpiter y Saturno se separen, dependiendo de la geometría de los encuentros, los saltos individuales de los semiejes mayores de Júpiter y Saturno pueden ser hacia arriba y hacia abajo. [6] Además de numerosos encuentros con Júpiter y Saturno, el gigante de hielo puede encontrarse con otro(s) gigante(s) de hielo y en algunos casos cruzar partes significativas del cinturón de asteroides. [26] Los encuentros gravitacionales ocurren durante un período de 10.000 a 100.000 años, [2] y terminan cuando la fricción dinámica con el disco planetesimal amortigua la excentricidad del gigante de hielo, elevando su perihelio más allá de la órbita de Saturno; o cuando el gigante de hielo es expulsado del Sistema Solar. [9] Un escenario de salto de Júpiter ocurre en un subconjunto de simulaciones numéricas del modelo Nice, incluidas algunas realizadas para el artículo original del modelo Nice . [1] Las probabilidades de que Saturno disperse un gigante de hielo en una órbita que cruce Júpiter aumentan cuando la distancia inicial Saturno-gigante de hielo es menor a 3 UA , y con el cinturón planetesimal de 35 masas terrestres utilizado en el modelo Nice original, normalmente resulta en la expulsión del gigante de hielo. [27]
La frecuente pérdida del planeta gigante que se encuentra con Júpiter en las simulaciones ha llevado a algunos a proponer que el Sistema Solar primitivo comenzó con cinco planetas gigantes. En las simulaciones numéricas del escenario del salto de Júpiter, el gigante de hielo suele ser expulsado después de sus encuentros gravitacionales con Júpiter y Saturno, lo que deja a los sistemas planetarios que comienzan con cuatro planetas gigantes con solo tres. [8] [28] Aunque se descubrió que comenzar con un disco planetesimal de mayor masa estabilizaba los sistemas de cuatro planetas, el disco masivo resultó en una migración excesiva de Júpiter y Saturno después de los encuentros entre un gigante de hielo y Júpiter o impidió estos encuentros al amortiguar las excentricidades. [8] Este problema llevó a David Nesvorný a investigar los sistemas planetarios que comienzan con cinco planetas gigantes. Después de realizar miles de simulaciones, informó que las simulaciones que comienzan con cinco planetas gigantes tenían 10 veces más probabilidades de reproducir las órbitas actuales de los planetas exteriores. [29] Un estudio posterior de Nesvorny y Alessandro Morbidelli buscó configuraciones resonantes iniciales que reprodujeran el semieje mayor de los cuatro planetas exteriores, la excentricidad de Júpiter y un salto de <2,1 a >2,3 en la relación de los períodos de Júpiter y Saturno. Aunque menos del 1% de los mejores modelos de cuatro planetas cumplieron estos criterios, aproximadamente el 5% de los mejores modelos de cinco planetas fueron considerados exitosos, siendo la excentricidad de Júpiter la más difícil de reproducir. [9] Un estudio independiente de Konstantin Batygin y Michael E. Brown encontró probabilidades similares (4% frente a 3%) de reproducir el Sistema Solar exterior actual comenzando con cuatro o cinco planetas gigantes utilizando las mejores condiciones iniciales. [30] [28] Sus simulaciones diferían en que el disco planetesimal se colocó cerca del planeta exterior, lo que resultó en un período de migración antes de que comenzaran los encuentros planetarios. Los criterios incluyeron la reproducción de las oscilaciones de las excentricidades de Júpiter y Saturno, un período en el que la excentricidad de Neptuno excedió 0,2 durante el cual se capturaron objetos calientes del cinturón de Kuiper clásico, y la retención de un cinturón de Kuiper clásico frío primordial , [30] pero no el salto en la relación de los períodos de Júpiter y Saturno. [9] Sus resultados también indican que si la excentricidad de Neptuno excedió 0,2, preservar un cinturón clásico frío puede requerir que el gigante de hielo sea expulsado en tan solo 10.000 años. [28]
La migración de Neptuno hacia el disco planetesimal antes de que comiencen los encuentros planetarios permite a Júpiter conservar una excentricidad significativa y limita su migración después de la expulsión del quinto gigante de hielo. La excentricidad de Júpiter se excita por los cruces de resonancia y los encuentros gravitacionales con el gigante de hielo y se amortigua debido a la fricción secular con el disco planetesimal. La fricción secular ocurre cuando la órbita de un planeta cambia repentinamente y da como resultado la excitación de las órbitas de los planetesimales y la reducción de la excentricidad e inclinación del planeta a medida que el sistema se relaja. Si los encuentros gravitacionales comienzan poco después de que los planetas abandonen su configuración multirresonante, esto deja a Júpiter con una pequeña excentricidad. Sin embargo, si Neptuno migra primero hacia afuera alterando el disco planetesimal, su masa se reduce y las excentricidades e inclinaciones de los planetesimales se excitan. Cuando los encuentros planetarios se desencadenan posteriormente por un cruce de resonancia, esto reduce el impacto de la fricción secular, lo que permite que se mantenga la excentricidad de Júpiter. La menor masa del disco también reduce la migración divergente de Júpiter y Saturno tras la expulsión del quinto planeta. Esto puede permitir que la relación de períodos de Júpiter y Saturno salte más allá de 2,3 durante los encuentros planetarios sin exceder el valor actual una vez que se retira el disco planetesimal. Aunque esta evolución de las órbitas de los planetas exteriores puede reproducir el Sistema Solar actual, no es el resultado típico en simulaciones que comienzan con una distancia significativa entre el planeta exterior y el disco planetesimal como en el modelo Nice 2. [9] Una migración prolongada de Neptuno hacia el disco planetesimal antes de que comiencen los encuentros planetarios puede ocurrir si el borde interior del disco estaba a 2 UA de la órbita de Neptuno. Esta migración comienza poco después de que el disco protoplanetario se disipa, lo que resulta en una inestabilidad temprana, y es más probable si los planetas gigantes comenzaron en una cadena de resonancia 3:2, 3:2, 2:1, 3:2. [31]
Una inestabilidad tardía puede ocurrir si Neptuno primero experimentó una migración lenta impulsada por polvo hacia un disco planetesimal más distante. Para que un sistema de cinco planetas permanezca estable durante 400 millones de años, el borde interior del disco planetesimal debe estar varias UA más allá de la órbita inicial de Neptuno. Las colisiones entre planetesimales en este disco crean escombros que se muelen hasta convertirse en polvo en una cascada de colisiones. El polvo se desplaza hacia adentro debido al arrastre de Poynting-Robertson, y finalmente alcanza las órbitas de los planetas gigantes. Las interacciones gravitacionales con el polvo hacen que los planetas gigantes escapen de su cadena de resonancia aproximadamente 10 millones de años después de la disipación del disco de gas. Las interacciones gravitacionales dan lugar a una migración lenta de los planetas impulsada por el polvo hasta que Neptuno se acerca al borde interior del disco. Luego se produce una migración más rápida impulsada por planetesimales de Neptuno hacia el disco hasta que las órbitas de los planetas se desestabilizan después de un cruce de resonancia. La migración impulsada por el polvo requiere de 7 a 22 masas terrestres de polvo, dependiendo de la distancia inicial entre la órbita de Neptuno y el borde interior del disco de polvo. La velocidad de la migración impulsada por el polvo se reduce con el tiempo a medida que disminuye la cantidad de polvo que encuentran los planetas. Como resultado, el momento de la inestabilidad es sensible a los factores que controlan la velocidad de generación de polvo, como la distribución del tamaño y la fuerza de los planetesimales. [31]
El escenario del salto de Júpiter presenta una serie de diferencias con el modelo original de Niza.
La rápida separación de las órbitas de Júpiter y Saturno hace que las resonancias seculares atraviesen rápidamente el Sistema Solar interior. El número de asteroides retirados del núcleo del cinturón de asteroides se reduce, dejando una extensión interior del cinturón de asteroides como la fuente dominante de impactos rocosos. La probabilidad de preservar las bajas excentricidades de los planetas terrestres aumenta a más del 20% en un modelo seleccionado de Júpiter saltador. Dado que la modificación de las órbitas en el cinturón de asteroides es limitada, su agotamiento y la excitación de sus órbitas deben haber ocurrido antes. Sin embargo, las órbitas de los asteroides se modifican lo suficiente como para cambiar la distribución orbital producida por una gran viraje hacia la del cinturón de asteroides actual, para dispersar las familias de colisión y para eliminar los huecos fósiles de Kirkwood. El gigante de hielo que cruza el cinturón de asteroides permite que algunos planetesimales helados se implanten en el cinturón de asteroides interior.
En el Sistema Solar exterior, los planetesimales helados se capturan como troyanos de Júpiter cuando el semieje mayor de Júpiter salta durante los encuentros con el gigante de hielo. Júpiter también captura satélites irregulares a través de interacciones de tres cuerpos durante estos encuentros. Las órbitas de los satélites regulares de Júpiter se alteran, pero en aproximadamente la mitad de las simulaciones permanecen en órbitas similares a las observadas. Los encuentros entre un gigante de hielo y Saturno perturban la órbita de Jápeto y pueden ser responsables de su inclinación. La excitación dinámica del disco exterior por objetos con la masa de Plutón y su menor masa reduce el bombardeo de las lunas de Saturno. La inclinación de Saturno se adquiere cuando se captura en una resonancia de giro-órbita con Neptuno. Una migración lenta y prolongada de Neptuno hacia el disco planetesimal antes de que comiencen los encuentros planetarios deja el cinturón de Kuiper con una amplia distribución de inclinación. Cuando el semieje mayor de Neptuno salta hacia afuera después de encontrarse con los objetos gigantes de hielo capturados en su resonancia 2:1 durante su migración anterior, se escapa, dejando un grupo de objetos de baja inclinación con semiejes mayores similares. El salto hacia afuera también libera objetos de la resonancia 3:2, lo que reduce la cantidad de plutinos de baja inclinación que quedan al final de la migración de Neptuno.
La mayoría de los impactadores rocosos del Bombardeo Pesado Tardío se originan a partir de una extensión interna del cinturón de asteroides, lo que produce un bombardeo más pequeño pero más duradero. La región más interna del cinturón de asteroides está actualmente escasamente poblada debido a la presencia de la resonancia secular ν6 . Sin embargo, en el Sistema Solar primitivo, esta resonancia se encontraba en otro lugar y el cinturón de asteroides se extendía más hacia el interior, terminando en órbitas que cruzaban Marte. [5] Durante la migración de planetas gigantes, la resonancia secular ν6 atravesó rápidamente el cinturón de asteroides eliminando aproximadamente la mitad de su masa, mucho menos que en el modelo original de Nice. [2] Cuando los planetas alcanzaron sus posiciones actuales, la resonancia secular ν6 desestabilizó las órbitas de los asteroides más internos. Algunos de estos entraron rápidamente en órbitas que cruzaban planetas, iniciando el Bombardeo Pesado Tardío. Otros entraron en órbitas de mayor inclinación casi estables, produciendo más tarde una cola extendida de impactos, con un pequeño remanente que sobrevivió como Hungarias . [5] El aumento de las excentricidades orbitales e inclinaciones de los objetos desestabilizados también aumentó las velocidades de impacto, lo que resultó en un cambio en la distribución del tamaño de los cráteres lunares, [32] y en la producción de material fundido por impacto en el cinturón de asteroides. [33] Se estima que los asteroides más internos (o del cinturón E ) produjeron nueve impactos formadores de cuencas en la Luna hace entre 4.1 y 3.7 mil millones de años, y tres más se originaron en el núcleo del cinturón de asteroides. [5] Se cree que las cuencas pre-Nectarias, parte del LHB en el modelo original de Niza , [34] se deben a los impactos de planetesimales sobrantes del Sistema Solar interior. [5]
La magnitud del bombardeo cometario también se reduce. La migración de los planetas gigantes hacia afuera altera el disco planetesimal exterior, lo que hace que los planetesimales helados entren en órbitas que cruzan planetas. Algunos de ellos son perturbados por Júpiter y se colocan en órbitas similares a las de los cometas de la familia Júpiter. Estos pasan una fracción significativa de sus órbitas cruzando el Sistema Solar interior, lo que aumenta su probabilidad de impactar los planetas terrestres y la Luna. [35] En el modelo original de Nice, esto da como resultado un bombardeo cometario con una magnitud similar al bombardeo de asteroides. [34] Sin embargo, aunque los bajos niveles de iridio detectados en rocas que datan de esta era se han citado como evidencia de un bombardeo cometario, [36] otras evidencias, como la mezcla de elementos altamente siderófilos en las rocas lunares, [37] y las proporciones de isótopos de oxígeno en los fragmentos de los impactadores, no son consistentes con un bombardeo cometario. [38] La distribución del tamaño de los cráteres lunares también es en gran medida consistente con la de los asteroides, lo que lleva a la conclusión de que el bombardeo estuvo dominado por asteroides. [39] El bombardeo de cometas puede haberse reducido por una serie de factores. La agitación de las órbitas por objetos con masas como Plutón excita las inclinaciones de las órbitas de los planetesimales helados, reduciendo la fracción de objetos que entran en órbitas de la familia de Júpiter de 1/3 a 1/10. La masa del disco exterior en el modelo de cinco planetas es aproximadamente la mitad de la del modelo original de Nice. La magnitud del bombardeo puede haberse reducido aún más debido a que los planetesimales helados sufrieron una pérdida significativa de masa, o se rompieron al entrar en el Sistema Solar interior. La combinación de estos factores reduce la cuenca de impacto más grande estimada al tamaño del Mare Crisium, aproximadamente la mitad del tamaño de la cuenca Imbrium. [35] La evidencia de este bombardeo puede haber sido destruida por impactos posteriores de asteroides. [40]
Se han planteado varias cuestiones en relación con la conexión entre el modelo de Niza y el Bombardeo Pesado Tardío. Los recuentos de cráteres utilizando datos topográficos del Lunar Reconnaissance Orbiter encuentran un exceso de cráteres pequeños en relación con las grandes cuencas de impacto cuando se comparan con la distribución de tamaño del cinturón de asteroides. [41] Sin embargo, si el cinturón E fue el producto de colisiones entre un pequeño número de asteroides grandes, puede haber tenido una distribución de tamaño que difería de la del cinturón de asteroides con una fracción mayor de cuerpos pequeños. [42] Un trabajo reciente ha descubierto que el bombardeo originado desde la banda interna de asteroides produciría solo dos cuencas lunares y sería insuficiente para explicar los antiguos lechos de esferulitas de impacto. Sugiere, en cambio, que los restos de un impacto masivo fueron la fuente, señalando que esto coincidiría mejor con la distribución de tamaño de los cráteres de impacto. [43] Un segundo trabajo coincide, encontrando que el cinturón de asteroides probablemente no fue la fuente del Bombardeo Pesado Tardío. Teniendo en cuenta la falta de evidencia directa de impactos cometarios, propone que los planetesimales sobrantes fueron la fuente de la mayoría de los impactos y que la inestabilidad del modelo de Nice puede haber ocurrido en un momento temprano. [44] Sin embargo, si se utiliza una ley de escala de cráteres diferente, es más probable que el modelo de Nice produzca los impactos atribuidos al bombardeo pesado tardío y los cráteres de impacto más recientes. [45] [46]
Una migración de planetas gigantes en la que la relación de los períodos de Júpiter y Saturno pasa rápidamente de menos de 2,1 a más de 2,3 puede dejar a los planetas terrestres con órbitas similares a sus órbitas actuales. Las excentricidades e inclinaciones de un grupo de planetas pueden representarse mediante el déficit de momento angular (AMD), una medida de las diferencias de sus órbitas con respecto a las órbitas coplanares circulares. Un estudio de Brasser, Walsh y Nesvorny descubrió que cuando se utilizaba un modelo seleccionado de Júpiter saltante, el déficit de momento angular actual tenía una probabilidad razonable (~20%) de reproducirse en simulaciones numéricas si el AMD estaba inicialmente entre el 10% y el 70% del valor actual. La órbita de Marte permanece prácticamente inalterada en estas simulaciones, lo que indica que su órbita inicial debe haber sido más excéntrica e inclinada que las de los otros planetas. [3] Sin embargo, el modelo de Júpiter saltante utilizado en este estudio no fue típico, ya que fue seleccionado entre solo el 5 % con una relación de períodos de Júpiter y Saturno que saltó a más de 2,3 mientras reproducía otros aspectos del Sistema Solar exterior. [9]
La tasa de éxito general de los modelos de salto de Júpiter con una inestabilidad tardía que reproducen tanto el Sistema Solar interior como el exterior es pequeña. Cuando Kaib y Chambers llevaron a cabo una gran cantidad de simulaciones comenzando con cinco planetas gigantes en una cadena de resonancia y Júpiter y Saturno en una resonancia 3:2, el 85% resultó en la pérdida de un planeta terrestre, menos del 5% reprodujo la AMD actual y solo el 1% reprodujo tanto la AMD como las órbitas de los planetas gigantes. [4] Además de los cruces de resonancia secular, los saltos en la excentricidad de Júpiter cuando se encuentra con un gigante de hielo también pueden excitar las órbitas de los planetas terrestres. [23] Esto los llevó a proponer que la migración del modelo de Niza ocurrió antes de la formación de los planetas terrestres y que el LHB tuvo otra causa. [4] Sin embargo, la ventaja de una migración temprana se reduce significativamente por el requisito de que la relación de períodos Júpiter-Saturno salte a más de 2,3 para reproducir el cinturón de asteroides actual. [24] [25]
Una inestabilidad temprana podría ser responsable de la baja masa de Marte. Si la inestabilidad ocurre tempranamente, las excentricidades de los embriones y planetesimales en la región marciana se excitan, lo que hace que muchos de ellos sean expulsados. Esto priva a Marte de material y termina su crecimiento de manera temprana, lo que hace que Marte sea más pequeño en relación con la Tierra y Venus. [47]
El modelo de Júpiter saltante puede reproducir la excentricidad e inclinación de la órbita de Mercurio. La excentricidad de Mercurio se excita cuando cruza una resonancia secular con Júpiter. Cuando se incluyen los efectos relativistas, la tasa de precesión de Mercurio es más rápida, lo que reduce el impacto de este cruce de resonancia y da como resultado una excentricidad menor similar a su valor actual. La inclinación de Mercurio puede ser el resultado de que él o Venus crucen una resonancia secular con Urano. [48]
El rápido recorrido de resonancias a través del cinturón de asteroides puede dejar su población y la distribución general de sus elementos orbitales en gran parte preservados. [2] En este caso, el agotamiento del cinturón de asteroides, la mezcla de sus clases taxonómicas y la excitación de sus órbitas, produciendo una distribución de inclinaciones con un máximo cercano a 10° y excentricidades con un máximo cercano a 0,1, deben haber ocurrido antes. [26] Estos pueden ser el producto del Gran Tachán de Júpiter , siempre que se elimine un exceso de asteroides de mayor excentricidad debido a las interacciones con los planetas terrestres. [49] [26] La agitación gravitacional por embriones planetarios incrustados en el cinturón de asteroides también podría producir su agotamiento, mezcla y excitación. [50] Sin embargo, la mayoría, si no todos, los embriones deben haberse perdido antes de la inestabilidad. [2] Una mezcla de tipos de asteroides podría ser el producto de asteroides que se dispersan en el cinturón durante la formación de los planetas. [51] [52] Un cinturón de asteroides de masa inicialmente pequeña podría tener sus inclinaciones y excentricidades excitadas por resonancias seculares que saltaran a través del cinturón de asteroides si las órbitas de Júpiter y Saturno se volvieran caóticas mientras estaban en resonancia. [53]
Las órbitas de los asteroides podrían ser excitadas durante la inestabilidad si el gigante de hielo pasara cientos de miles de años en una órbita que cruzara Júpiter. Numerosos encuentros gravitacionales entre el gigante de hielo y Júpiter durante este período causarían frecuentes variaciones en el semieje mayor, la excentricidad y la inclinación de Júpiter. La fuerza ejercida por Júpiter sobre las órbitas de los asteroides y los semiejes mayores donde era más fuerte, también variaría, causando una excitación caótica de las órbitas de los asteroides que podría alcanzar o superar su nivel actual. Los asteroides de mayor excentricidad serían eliminados más tarde por los encuentros con los planetas terrestres. Sin embargo, las excentricidades de los planetas terrestres se excitan más allá de los valores actuales durante este proceso, lo que requiere que la inestabilidad ocurra antes de su formación en este caso. [54] La agitación gravitacional por embriones durante la inestabilidad podría aumentar el número de asteroides que entraran en órbitas inestables, lo que resultaría en la pérdida del 99-99,9% de su masa. [47]
El barrido de resonancias y la penetración del gigante de hielo en el cinturón de asteroides da como resultado la dispersión de familias de asteroides colisionales formadas durante o antes del Bombardeo Pesado Tardío . Las inclinaciones y excentricidades de una familia colisional se dispersan debido al barrido de resonancias seculares, incluidas las que se encuentran dentro de las resonancias de movimiento medio, siendo las excentricidades las más afectadas. Las perturbaciones por encuentros cercanos con el gigante de hielo dan como resultado la propagación de los semiejes mayores de una familia. La mayoría de las familias colisionales se volverían así inidentificables mediante técnicas como el método de agrupamiento jerárquico , [55] y los asteroides de tipo V originados por impactos en Vesta podrían dispersarse al cinturón de asteroides medio y exterior. [56] Sin embargo, si el gigante de hielo pasó un corto tiempo cruzando el cinturón de asteroides, algunas familias colisionales pueden seguir siendo reconocibles al identificar los patrones en forma de V en los gráficos de semiejes mayores frente a la magnitud absoluta producidos por el efecto Yarkovsky. [57] [58] La supervivencia de la familia colisional de Hilda, un subconjunto del grupo de Hilda que se cree que se formó durante el LHB debido a la baja tasa de colisiones actual, [59] puede deberse a su creación después de la captura de salto de Hilda en la resonancia 3:2 cuando el gigante de hielo fue expulsado. [26] La agitación de los semiejes mayores por el gigante de hielo también puede eliminar los huecos fósiles de Kirkwood formados antes de la inestabilidad. [53]
Los planetesimales del disco exterior están incrustados en todas las partes del cinturón de asteroides, permaneciendo como asteroides de tipo P y D. Mientras que las resonancias de Júpiter barren el cinturón de asteroides, los planetesimales del disco exterior son capturados por sus resonancias internas, evolucionan a excentricidades más bajas a través de resonancias seculares dentro de estas resonancias y se liberan en órbitas estables a medida que las resonancias de Júpiter avanzan. [60] Otros planetesimales se implantan en el cinturón de asteroides durante los encuentros con el gigante de hielo, ya sea dejándolos directamente con aphelia más alta que la del perihelio del gigante de hielo , o eliminándolos de una resonancia. Los saltos en el semieje mayor de Júpiter durante sus encuentros con el gigante de hielo cambian las ubicaciones de sus resonancias, liberando algunos objetos y capturando otros. Muchos de los que quedan después de su salto final, junto con otros capturados por las resonancias de barrido mientras Júpiter migra a su ubicación actual, sobreviven como partes de las poblaciones resonantes como los Hildas, Thule y aquellos en la resonancia 2:1. [61] Los objetos originados en el cinturón de asteroides también pueden ser capturados en la resonancia 2:1, [62] junto con algunos entre la población Hilda. [26] Las excursiones que hace el gigante de hielo en el cinturón de asteroides permiten que los planetesimales helados se implanten más lejos en el cinturón de asteroides, y algunos alcanzan el cinturón de asteroides interior con un semieje mayor menor de 2,5 UA. Algunos objetos luego se desvían hacia resonancias inestables debido a la difusión o al efecto Yarkovsky y entran en órbitas que cruzan la Tierra , y el meteorito del lago Tagish representa un posible fragmento de un objeto que se originó en el disco planetesimal exterior. Las simulaciones numéricas de este proceso pueden reproducir aproximadamente la distribución de asteroides de tipo P y D y el tamaño de los cuerpos más grandes, con diferencias como un exceso de objetos menores de 10 km atribuibles a pérdidas por colisiones o al efecto Yarkovsky, y la evolución específica de los planetas en el modelo. [61]
La mayoría de los troyanos de Júpiter son capturados por salto poco después de los encuentros gravitacionales entre Júpiter y un gigante de hielo. Durante estos encuentros, el semieje mayor de Júpiter puede saltar hasta 0,2 UA , desplazando los puntos L4 y L5 radialmente y liberando muchos troyanos de Júpiter existentes. Los nuevos troyanos de Júpiter son capturados de la población de planetesimales con semiejes mayores similares al nuevo semieje mayor de Júpiter. [6] Los troyanos capturados tienen una amplia gama de inclinaciones y excentricidades, resultado de su dispersión por los planetas gigantes a medida que migraban desde su ubicación original en el disco exterior. Algunos troyanos adicionales son capturados, y otros se pierden, durante los cruces de resonancia débil a medida que las regiones coorbitales se vuelven temporalmente caóticas . [6] [63] Después de sus encuentros finales con Júpiter, el gigante de hielo puede pasar a través de uno de los enjambres de troyanos de Júpiter, dispersando a muchos y reduciendo su población. [6] En las simulaciones, la distribución orbital de los troyanos de Júpiter capturados y la asimetría entre las poblaciones L4 y L5 es similar a la del Sistema Solar actual y es en gran medida independiente del historial de encuentros de Júpiter. Las estimaciones de la masa del disco planetesimal necesaria para la captura de la población actual de troyanos de Júpiter varían de 15 a 20 masas terrestres, en consonancia con la masa necesaria para reproducir otros aspectos del Sistema Solar exterior. [6] [22]
Los planetesimales también son capturados como troyanos de Neptuno durante la inestabilidad cuando el semieje mayor de Neptuno salta. [64] La amplia distribución de inclinación de los troyanos de Neptuno indica que las inclinaciones de sus órbitas deben haber sido excitadas antes de ser capturados. [65] El número de troyanos de Neptuno puede haberse reducido debido a que Urano y Neptuno estaban más cerca de una resonancia 2:1 en el pasado. [66]
Júpiter captura una población de satélites irregulares y el tamaño relativo de la población de Saturno aumenta. Durante los encuentros gravitacionales entre planetas, las órbitas hiperbólicas de los planetesimales no ligados alrededor de un planeta gigante se ven perturbadas por la presencia del otro. Si la geometría y las velocidades son correctas, estas interacciones de tres cuerpos dejan al planetesimal en una órbita ligada cuando los planetas se separan. Aunque este proceso es reversible, los satélites débilmente ligados, incluidos los posibles satélites primordiales, también pueden escapar durante estos encuentros, los satélites fuertemente ligados permanecen y el número de satélites irregulares aumenta a lo largo de una serie de encuentros. Después de los encuentros, los satélites con inclinaciones entre 60° y 130° se pierden debido a la resonancia de Kozai y los satélites progrados más distantes se pierden debido a la resonancia de evasión. [67] Las colisiones entre los satélites dan como resultado la formación de familias, una pérdida significativa de masa y un cambio en su distribución de tamaño. [68] Las poblaciones y órbitas de los satélites irregulares de Júpiter capturados en simulaciones son en gran medida consistentes con las observaciones. [7] Himalia , que tiene un espectro similar a los asteroides en el medio del cinturón de asteroides, [69] es algo más grande que el más grande capturado en simulaciones. Si fuera un objeto primordial, sus probabilidades de sobrevivir a la serie de encuentros gravitacionales varían de 0,01 a 0,3, y las probabilidades disminuyen a medida que aumenta el número. [7] Saturno tiene encuentros más frecuentes con el gigante de hielo en el escenario del salto de Júpiter, y Urano y Neptuno tienen menos encuentros si se tratara de un quinto planeta gigante. Esto aumenta el tamaño de la población de Saturno en relación con Urano y Neptuno en comparación con el modelo original de Nice, lo que produce una coincidencia más cercana con las observaciones. [7] [70]
Las órbitas de los satélites regulares de Júpiter pueden permanecer dinámicamente frías a pesar de los encuentros entre los planetas gigantes. Los encuentros gravitacionales entre planetas perturban las órbitas de sus satélites, excitando inclinaciones y excentricidades, y alterando los semiejes mayores. Si estos encuentros llevaran a resultados inconsistentes con las observaciones, por ejemplo, colisiones entre satélites o expulsiones de satélites o la interrupción de la resonancia de Laplace de las lunas de Júpiter Ío , Europa y Ganímedes , esto podría proporcionar evidencia en contra de los modelos de salto de Júpiter. En simulaciones, se encontró que las colisiones entre satélites o la expulsión de satélites eran poco probables, requiriendo que un gigante de hielo se acercara a 0,02 UA de Júpiter. Los encuentros más distantes que interrumpieron la resonancia de Laplace fueron más comunes, aunque las interacciones de marea a menudo conducen a su recaptura. [71] Una prueba sensible de los modelos de salto de Júpiter es la inclinación de la órbita de Calisto , que no está amortiguada por las interacciones de marea. La inclinación de Calisto se mantuvo pequeña en seis de los diez modelos de cinco planetas probados en un estudio (incluidos algunos en los que Júpiter adquirió satélites irregulares consistentes con las observaciones), [72] y otro encontró la probabilidad de que Júpiter expulse un quinto planeta gigante mientras deja la órbita de Calisto dinámicamente fría en un 42%. [73] También es poco probable que Calisto haya sido parte de la resonancia de Laplace, porque los encuentros que la elevan a su órbita actual la dejan con una inclinación excesiva. [71]
Los encuentros entre planetas también perturban las órbitas de las lunas de los otros planetas exteriores. La luna de Saturno, Jápeto, podría haber sido excitada hasta su inclinación actual, si el acercamiento más cercano del gigante de hielo fue fuera del plano del ecuador de Saturno. Si Saturno adquirió su inclinación antes de los encuentros, la inclinación de Jápeto también podría ser excitada debido a múltiples cambios de su semieje mayor, porque la inclinación del plano de Laplace de Saturno variaría con la distancia a Saturno. En las simulaciones, Jápeto fue excitado hasta su inclinación actual en cinco de los diez modelos de salto de Júpiter probados, aunque tres lo dejaron con una excentricidad excesiva. La preservación de la pequeña inclinación de Oberón favorece los modelos de 5 planetas, con solo unos pocos encuentros entre Urano y un gigante de hielo, sobre los modelos de 4 planetas en los que Urano se encuentra con Júpiter y Saturno. La baja inclinación de la luna de Urano, Oberón, 0,1°, se conservó en nueve de cada diez de los cinco modelos planetarios, mientras que su conservación se consideró improbable en cuatro modelos planetarios. [72] [74] Los encuentros entre planetas también pueden haber sido responsables de la ausencia de satélites regulares de Urano más allá de la órbita de Oberón. [74]
La pérdida de hielo de los satélites interiores debido a los impactos se reduce. Numerosos impactos de planetesimales sobre los satélites de los planetas exteriores ocurren durante el Bombardeo Pesado Tardío. En el bombardeo predicho por el modelo Nice original, estos impactos generan suficiente calor para vaporizar los hielos de Mimas, Encélado y Miranda. [75] El cinturón planetesimal de menor masa en los cinco modelos de planetas reduce este bombardeo. Además, la agitación gravitacional por objetos con masas como Plutón en el modelo Nice 2 excita las inclinaciones y excentricidades de los planetesimales. Esto aumenta sus velocidades relativas a los planetas gigantes, disminuyendo la efectividad del enfoque gravitacional, reduciendo así la fracción de planetesimales que impactan los satélites interiores. Combinados, estos reducen el bombardeo en un orden de magnitud. [76] Las estimaciones de los impactos en Jápeto también son menos del 20% de las del modelo Nice original. [77]
Algunos de los impactos son catastróficos y provocan la desintegración de los satélites interiores. En el caso del bombardeo del modelo original de Niza, esto puede provocar la desintegración de varios de los satélites de Saturno y Urano. Una reducción de un orden de magnitud en el bombardeo evita la destrucción de Dione y Ariel, pero Miranda, Mimas, Encélado y quizás Tetis seguirían siendo desintegrados. Estos pueden ser satélites de segunda generación formados a partir de la reacreción de satélites desintegrados. En este caso, no se esperaría que Mimas se diferenciara y la baja densidad de Tetis puede deberse a que se formó principalmente a partir del manto de un progenitor desintegrado. [78] Alternativamente, pueden haberse desintegrado más tarde a partir de un anillo saturniano masivo, [79] o incluso tan recientemente como hace 100 millones de años, después de que la última generación de lunas fuera destruida en una inestabilidad orbital. [80]
Las inclinaciones de Júpiter y Saturno pueden ser producidas por resonancias de espín-órbita. Una resonancia de espín-órbita ocurre cuando la frecuencia de precesión del eje de giro de un planeta coincide con la frecuencia de precesión del nodo ascendente de otro planeta. Estas frecuencias varían durante la migración planetaria con los semiejes mayores de los planetas y la masa del disco planetesimal. La pequeña inclinación de Júpiter puede deberse a un cruce rápido de una resonancia de espín-órbita con Neptuno mientras que la inclinación de Neptuno era pequeña, por ejemplo, durante la migración inicial de Neptuno antes de que comenzaran los encuentros planetarios. Alternativamente, si ese cruce ocurrió cuando el semieje mayor de Júpiter saltó, puede deberse a su proximidad actual a la resonancia de espín-órbita con Urano. La gran inclinación de Saturno puede adquirirse si se captura en una resonancia de espín-órbita con Neptuno mientras Neptuno se acercaba lentamente a su órbita actual al final de la migración. [81] Las inclinaciones finales de Júpiter y Saturno son muy sensibles a las posiciones finales de los planetas: la inclinación de Júpiter sería mucho mayor si Urano migrara más allá de su órbita actual, la de Saturno sería mucho menor si la migración de Neptuno terminara antes o si el cruce de resonancia fuera más rápido. Incluso en simulaciones donde la posición final de los planetas gigantes es similar al Sistema Solar actual, la inclinación de Júpiter y Saturno se reproduce menos del 10% del tiempo. [82]
Una migración lenta de Neptuno que cubre varias UA da como resultado un cinturón de Kuiper con una amplia distribución de inclinación. A medida que Neptuno migra hacia afuera, dispersa muchos objetos del disco planetesimal en órbitas con semiejes mayores más grandes. Algunos de estos planetesimales luego son capturados en resonancias de movimiento medio con Neptuno. Mientras están en una resonancia de movimiento medio, sus órbitas pueden evolucionar a través de procesos como el mecanismo de Kozai , reduciendo sus excentricidades y aumentando sus inclinaciones; o a través de resonancias absidales y nodales, que alteran las excentricidades e inclinaciones respectivamente. Los objetos que alcanzan órbitas de alto perihelio de baja excentricidad pueden escapar de la resonancia de movimiento medio y quedan atrás en órbitas estables a medida que continúa la migración de Neptuno. [83] [84] La distribución de la inclinación de los objetos calientes clásicos del cinturón de Kuiper se reproduce en simulaciones numéricas donde Neptuno migró suavemente de 24 UA a 28 UA con una escala de tiempo exponencial de 10 millones de años antes de saltar hacia afuera cuando se encuentra con un quinto planeta gigante y con una escala de tiempo exponencial de 30 millones de años a partir de entonces. [85] El ritmo lento y la distancia extendida de esta migración proporciona tiempo suficiente para que las inclinaciones se exciten antes de que las resonancias alcancen la región del cinturón de Kuiper donde los objetos clásicos calientes son capturados y luego depositados. [86] Si Neptuno alcanza una excentricidad mayor que 0,12 después de su encuentro con el quinto planeta gigante, los objetos calientes clásicos del cinturón de Kuiper también pueden ser capturados debido al forzamiento secular. El forzamiento secular hace que las excentricidades de los objetos oscilen, lo que permite que algunos alcancen órbitas de excentricidad más pequeñas que se vuelven estables una vez que Neptuno alcanza una excentricidad baja. [87] Las inclinaciones de los objetos del cinturón de Kuiper también pueden ser excitadas por resonancias seculares fuera de las resonancias, lo que impide que la distribución de inclinación se utilice para determinar definitivamente la velocidad de la migración de Neptuno. [88]
Los objetos que permanecen en las resonancias de movimiento medio al final de la migración de Neptuno forman las poblaciones resonantes como los plutinos . Pocos objetos de baja inclinación que se asemejan a los objetos clásicos fríos permanecen entre los plutinos al final de la migración de Neptuno. El salto hacia afuera en los semiejes mayores de Neptuno libera los objetos de baja inclinación y baja excentricidad que fueron capturados cuando la resonancia 3:2 de Neptuno inicialmente barrió hacia afuera. Después, la captura de plutinos de baja inclinación se evitó en gran medida debido a la excitación de inclinaciones y excentricidades a medida que las resonancias seculares barrían lentamente por delante de ella. [85] [89] La lenta migración de Neptuno también permite que los objetos alcancen grandes inclinaciones antes de la captura en resonancias y evolucionen a excentricidades más bajas sin escapar de la resonancia. [86] El número de planetesimales con ejes semimayores iniciales más allá de 30 UA debe haber sido pequeño para evitar un exceso de objetos en las resonancias 5:4 y 4:3 de Neptuno. [90]
Los encuentros entre objetos con masas como las de Neptuno y Plutón reducen la fracción de objetos del cinturón de Kuiper en resonancias. Los cambios de velocidad durante los encuentros gravitacionales con planetesimales que impulsan la migración de Neptuno causan pequeños saltos en su semieje mayor, lo que produce una migración granulada en lugar de suave. Las ubicaciones cambiantes de las resonancias producidas por esta migración irregular aumentan las amplitudes de libración de los objetos resonantes, lo que hace que muchos se vuelvan inestables y escapen de las resonancias. La proporción observada de objetos clásicos calientes a plutinos se reproduce mejor en simulaciones que incluyen entre 1000 y 4000 objetos con masas como las de Plutón (es decir, grandes planetas enanos ) o alrededor de 1000 cuerpos con el doble de masas que Plutón, que constituyen entre el 10 y el 40 % del disco planetesimal de 20 masas terrestres, con aproximadamente el 0,1 % de este disco inicial restante en varias partes del cinturón de Kuiper. La migración granulada también reduce el número de plutinos en relación con los objetos en las resonancias 2:1 y 5:2 con Neptuno, y da como resultado una población de plutinos con una distribución más estrecha de amplitudes de libración. [85] Una gran cantidad de objetos con la masa de Plutón requeriría que la distribución de tamaño del cinturón de Kuiper tuviera múltiples desviaciones con respecto a una pendiente constante. [91]
El núcleo de los objetos clásicos fríos del cinturón de Kuiper queda atrás cuando Neptuno se encuentra con el quinto planeta gigante. El núcleo es una concentración de objetos del cinturón de Kuiper con pequeñas excentricidades e inclinaciones, y con semiejes mayores de 44-44,5 UA identificados por el Estudio del Plano Eclíptico Canadá-Francia. [92] A medida que Neptuno migra hacia afuera, los objetos de baja inclinación y baja excentricidad son capturados por su resonancia de movimiento medio 2:1. Estos objetos son transportados hacia afuera en esta resonancia hasta que Neptuno alcanza las 28 UA. En este momento, Neptuno se encuentra con el quinto gigante de hielo, que ha sido dispersado hacia afuera por Júpiter. El encuentro gravitacional hace que el semieje mayor de Neptuno salte hacia afuera. Sin embargo, los objetos que estaban en la resonancia 2:1 permanecen en sus órbitas anteriores y se quedan atrás mientras continúa la migración de Neptuno. Los objetos que han sido empujados a una corta distancia tienen pequeñas excentricidades y se suman a la población local de KBO clásicos fríos. [89] Otros que han sido llevados a distancias más largas tienen sus excentricidades excitadas durante este proceso. Mientras que la mayoría de estos son liberados en órbitas de mayor excentricidad, unos pocos tienen sus excentricidades reducidas debido a una resonancia secular dentro de la resonancia 2:1 y liberados como parte del núcleo o antes debido a la migración granulada de Neptuno. [93] Entre estos hay objetos de regiones que ya no están ocupadas por objetos dinámicamente fríos que se formaron in situ, como entre 38 y 40 UA. Empujarlos hacia afuera en resonancia permite que estos binarios débilmente unidos, de color neutro o "azules" se implanten sin encontrarse con Neptuno. [94] El núcleo también se ha reproducido en una simulación en la que se produjo una inestabilidad más violenta sin una migración previa de Neptuno y el disco se truncó a ~44,5 UA. [95]
Las bajas excentricidades e inclinaciones de los objetos del cinturón clásico frío imponen algunas restricciones a la evolución de la órbita de Neptuno. Se conservarían si la excentricidad y la inclinación de Neptuno después de su encuentro con otro gigante de hielo se mantuvieran pequeñas (e < 0,12 e i < 6°) o se atenuaran rápidamente. [96] [97] Esta restricción puede relajarse un poco si la precesión de Neptuno es rápida debido a fuertes interacciones con Urano o un disco de alta densidad superficial. [87] Una combinación de estos factores puede permitir que el cinturón clásico frío se reproduzca incluso en simulaciones con inestabilidades más violentas. [97] Si la rápida tasa de precesión de Neptuno disminuye temporalmente, se puede formar una "cuña" de objetos de baja excentricidad faltantes más allá de las 44 UA. [98] La apariencia de esta cuña también se puede reproducir si el tamaño de los objetos inicialmente más allá de las 45 UA disminuye con la distancia. [89] Un período más prolongado de la precesión lenta de Neptuno podría permitir que los objetos de baja excentricidad permanezcan en el cinturón clásico frío si su duración coincidiera con la de las oscilaciones de las excentricidades de los objetos. [99] Un barrido lento de resonancias, con una escala de tiempo exponencial de 100 millones de años, mientras Neptuno tiene una excentricidad modesta, puede eliminar los objetos de baja inclinación y mayor excentricidad, truncando la distribución de excentricidad de los objetos del cinturón clásico frío y dejando un paso cerca de la posición actual de la resonancia 7:4 de Neptuno. [100]
En el disco disperso , una migración lenta y granulada de Neptuno deja objetos desprendidos con perihelios mayores de 40 UA agrupados cerca de sus resonancias. Los planetesimales dispersados hacia afuera por Neptuno son capturados en resonancias, evolucionan hacia órbitas de mayor inclinación y menor excentricidad y son liberados hacia órbitas estables de perihelio más alto. Más allá de las 50 UA, este proceso requiere una migración más lenta de Neptuno para que el perihelio se eleve por encima de las 40 UA. Como resultado, en el disco disperso, los objetos fosilizados de alto perihelio se quedan atrás solo durante las últimas partes de la migración de Neptuno, lo que produce rastros cortos (o dedos) en un gráfico de excentricidad vs. semieje mayor, cerca pero justo dentro de las ubicaciones actuales de las resonancias de Neptuno. La extensión de estos rastros depende de la escala de tiempo de la migración de Neptuno y se extiende más hacia adentro si la escala de tiempo es más larga. La liberación de estos objetos de la resonancia se ve facilitada por una migración granulada de Neptuno que puede ser necesaria para que un objeto como 2004 XR 190 haya escapado de la resonancia 8:3 de Neptuno. [101] [102] Si el encuentro con el quinto planeta deja a Neptuno con una gran excentricidad, los semiejes mayores de los objetos del alto perihelio se distribuirían de forma más simétrica alrededor de las resonancias de Neptuno, [103] a diferencia de los objetos observados por OSSOS. [104]
La dinámica del disco disperso dejado por la migración de Neptuno varía con la distancia. Durante la migración de Neptuno hacia el exterior, muchos objetos se dispersan en órbitas con semiejes mayores mayores de 50 UA. De manera similar a lo que ocurre en el cinturón de Kuiper, algunos de estos objetos son capturados por Neptuno y permanecen en resonancia con él, mientras que otros escapan de la resonancia hacia órbitas estables después de que se elevan sus perihelios. Otros objetos con perihelios cercanos al de Neptuno también permanecen al final de la migración de Neptuno. Las órbitas de estos objetos dispersos varían con el tiempo a medida que continúan interactuando con Neptuno, y algunos de ellos entran en órbitas que cruzan planetas, convirtiéndose brevemente en centauros o cometas antes de ser expulsados del Sistema Solar. Aproximadamente el 80% de los objetos entre 50 y 200 UA tienen órbitas estables, resonantes o separadas, con semiejes mayores que varían menos de 1,5 UA por mil millones de años. El 20% restante son objetos que se dispersan activamente con semiejes mayores que varían significativamente debido a las interacciones con Neptuno. Más allá de las 200 UA, la mayoría de los objetos en el disco disperso se dispersan activamente. La masa total depositada en el disco disperso es aproximadamente el doble de la del cinturón de Kuiper clásico, y aproximadamente el 80% de los objetos que sobreviven hasta el presente tienen semiejes mayores menores a 200 UA. [105] Los objetos desprendidos con una inclinación menor se vuelven más escasos a medida que aumenta el semieje mayor, [102] [90] posiblemente debido a resonancias de movimiento medio estables, o la resonancia de Kozai dentro de estas resonancias, que requieren una inclinación mínima que aumenta con el semieje mayor. [106] [107]
Si el hipotético Planeta Nueve existe y estuvo presente durante la migración de planetas gigantes, se formaría una nube de objetos con semiejes mayores similares. Los objetos dispersos hacia afuera a semiejes mayores de 200 UA verían su perihelio elevado por los efectos dinámicos del Planeta Nueve, desacoplándolos de la influencia de Neptuno. Los semiejes mayores de los objetos controlados dinámicamente por el Planeta Nueve estarían centrados en su semieje mayor, que oscilaría entre 200 UA y ~2000 UA, y la mayoría de los objetos tendrían semiejes mayores que el del Planeta Nueve. Sus inclinaciones serían aproximadamente isotrópicas, llegando hasta los 180 grados. El perihelio de estos objetos circularía durante períodos de más de 100 millones de años, devolviendo muchos a la influencia de Neptuno. La masa restante estimada en el momento actual es de 0,3 a 0,4 masas terrestres. [105]
Algunos de los objetos esparcidos en órbitas muy distantes durante la migración de los planetas gigantes son capturados en la nube de Oort. La nube de Oort exterior, con semiejes mayores de 20.000 UA, se forma rápidamente a medida que la marea galáctica eleva el perihelio de los objetos más allá de las órbitas de los planetas gigantes. La nube de Oort interior se forma más lentamente, de afuera hacia adentro, debido al efecto más débil de la marea galáctica sobre los objetos con semiejes mayores más pequeños. La mayoría de los objetos capturados en la nube de Oort exterior son dispersados hacia afuera por Saturno, sin encontrarse con Júpiter, y algunos son dispersados hacia afuera por Urano y Neptuno. Los capturados en la nube de Oort interior son dispersados principalmente hacia afuera por Neptuno. Aproximadamente el 6,5% de los planetesimales más allá de la órbita inicial de Neptuno, aproximadamente 1,3 masas terrestres, son capturados en la nube de Oort y aproximadamente el 60% en la nube interior. [105]
También es posible que se hayan capturado objetos antes y desde otras fuentes. Cuando el Sol abandonó su cúmulo natal, es posible que se hayan capturado objetos en la nube de Oort desde otras estrellas. [108] Si el disco de gas se extendió más allá de las órbitas de los planetas gigantes cuando dejaron sus vecindarios, los objetos del tamaño de un cometa se ralentizaron por el arrastre de gas que les impidió llegar a la nube de Oort. [109] Sin embargo, si Urano y Neptuno se formaron más tarde, algunos de los objetos que se despejaron de su vecindario después de que el disco de gas se disipara pueden haber sido capturados en la nube de Oort. [105] Si el Sol permaneció en su cúmulo natal en este momento, o durante la migración planetaria si esta ocurrió temprano, la nube de Oort formada sería más compacta. [110]
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