Bonito modelo 2

El modelo Nice 2 describe la evolución temprana del Sistema Solar . Se asemeja al modelo Nice original en que una inestabilidad tardía en la parte exterior del Sistema Solar provoca encuentros gravitacionales entre planetas, la disrupción de un disco de planetesimales externos y la migración de los planetas exteriores a nuevas órbitas. Sin embargo, el modelo Nice 2 difiere en sus condiciones iniciales y en el mecanismo que desencadena la inestabilidad tardía. Estos cambios reflejan el análisis de la evolución orbital de la parte exterior del Sistema Solar durante la fase de disco de gas y la inclusión de las interacciones gravitacionales entre planetesimales en dicho disco en el modelo.

El modelo Nice 2 comienza con los planetas exteriores en una resonancia cuádruple estable , donde cada planeta resuena con sus vecinos más cercanos. ^{[ 1 ]} Un ejemplo entre varias configuraciones potenciales de resonancia cuádruple estable es Júpiter y Saturno en una resonancia 3:2, Saturno y Urano en una resonancia 3:2, y Urano y Neptuno en una resonancia 4:3. ^{[ 2 ]} Las interacciones con un disco planetesimal exterior, agitado gravitacionalmente por objetos del tamaño de Plutón , hacen que los planetas migren hacia adentro mientras permanecen en resonancia. ^{[ 1 ]} Durante esta migración, la excentricidad del gigante de hielo interior aumenta, lo que lleva a cruces de resonancia secular . ^{[ 1 ]} Después de varios cientos de millones de años, la configuración resonante se desestabiliza durante uno de estos cruces de resonancia secular. ^{[ 1 ]} Poco después comienzan los encuentros gravitacionales entre los planetas, similares a los del modelo Nice original.

El modelo Nice 2 aborda algunas debilidades del modelo Nice original. La primera debilidad es la selección artificial de las órbitas iniciales de los planetas exteriores para producir una inestabilidad que coincida con el momento del Bombardeo Intenso Tardío . ^{[ 2 ]} La segunda debilidad es la sensibilidad del momento de la inestabilidad a la ubicación del borde interior del disco planetesimal. ^{[ 2 ]} El modelo Nice 2 utiliza condiciones iniciales particulares, derivadas del estudio de la evolución orbital de planetas gigantes que orbitan en un disco de gas, ^{[ 1 ]} que pueden ocurrir en circunstancias apropiadas. ^{[ 3 ]} Un desencadenante de inestabilidad sin correlación aparente entre el momento de la inestabilidad y la posición del borde interior del disco planetesimal es el resultado de la incorporación de las interacciones entre planetesimales en el modelo Nice 2. ^{[ 1 ]}

Las órbitas iniciales de los planetas gigantes en el modelo Nice 2 corresponden a una estructura orbital predicha del Sistema Solar exterior al final de la fase del disco de gas. ^{[ 2 ]} Los modelos de planetas gigantes que orbitan en un disco de gas predicen que migrarían hacia la estrella central a una velocidad que depende de la masa del planeta y las características del disco. En un sistema con múltiples planetas, esta migración puede resultar en la convergencia de las órbitas de los planetas y su captura en resonancias de movimiento medio. ^{[ 4 ] [ 5 ]} Las investigaciones centradas en Júpiter y Saturno demostraron que pueden ser capturados en una resonancia 3:2 o 2:1 dependiendo de las características del disco protoplanetario. ^{[ 6 ] [ 3 ] [ 7 ]} Después de la captura en resonancia, los huecos que Júpiter y Saturno formaron en la distribución de densidad del disco pueden superponerse y su migración hacia adentro puede detenerse o revertirse. ^{[ 4 ] [ 5 ]} Cuando Urano y Neptuno se añaden sucesivamente al modelo, se capturan en resonancias adicionales con la captura del gigante de hielo exterior, lo que resulta en que el gigante de hielo interior tenga una excentricidad mayor que los otros planetas. ^{[ 8 ]} El resultado es un sistema en resonancia cuádruple. Se han identificado varias configuraciones estables, y la configuración final particular depende de las posiciones iniciales de los planetas. ^{[ 9 ]}

La inclusión de interacciones gravitacionales entre planetesimales en el disco exterior reveló un mecanismo alternativo para desencadenar la inestabilidad tardía de los planetas exteriores. Durante simulaciones numéricas que incluyeron las interacciones gravitacionales entre planetesimales, se observó una transferencia de energía entre el disco y los planetas. Esta transferencia de energía provocó la migración de los planetas hacia el Sol y ocurrió incluso cuando no hubo encuentros entre planetesimales y planetas. A medida que progresaba la migración, la excentricidad del gigante de hielo interior aumentaba. En algunas de las simulaciones, la resonancia cuádruple se desestabilizó, lo que resultó en encuentros gravitacionales entre planetas. La inestabilidad se observó en el 25% de las simulaciones, con una duración que varió entre 300 millones y 1000 millones de años. No se observó correlación entre la ubicación del borde interior del disco de planetesimales y la ocurrencia o la duración de la inestabilidad. ^{[ 1 ]}

Una investigación más detallada, utilizando un modelo más simple con un planeta y un disco planetesimal, indicó que la transferencia de energía se debía a un acoplamiento entre la excentricidad de los planetesimales en el cinturón exterior y el semieje mayor del planeta. Como resultado de este acoplamiento, un aumento en la excentricidad promedio del cinturón planetesimal, impulsado por la agitación gravitacional de objetos del tamaño de Plutón, produce una disminución en el semieje mayor del planeta. Se encontró que el acoplamiento era proporcional a la excentricidad del planeta y que, en un sistema de múltiples planetas, tendría su mayor efecto en el planeta más excéntrico. ^{[ 1 ]}

Se descubrió que el aumento de la excentricidad del gigante de hielo interior se debía a las diferentes intensidades del acoplamiento entre el disco planetesimal y los planetas. El gigante de hielo interior, con su mayor excentricidad debido a la captura resonante del gigante de hielo exterior, normalmente migraría a un ritmo más rápido que los demás planetas. Sin embargo, dado que la configuración resonante requiere que la migración esté sincronizada, el gigante de hielo interior debe arrastrar a los demás planetas. El aumento de la excentricidad del gigante de hielo interior es resultado de este proceso. ^{[ 1 ]}

El análisis de la evolución orbital de los planetas reveló que la desestabilización de sus órbitas se debía a cruces de resonancia secular. El aumento de la excentricidad del gigante de hielo interior durante la migración provocó una variación lenta de las frecuencias de precesión de los planetas. Las resonancias seculares se producían cuando estas frecuencias se aproximaban. La excentricidad del gigante de hielo interior fluctuaba durante estos cruces de resonancia secular, disminuyendo a veces lo suficiente como para provocar la ruptura de la resonancia cuádruple. La ruptura de la resonancia cuádruple dependía de la intensidad de la resonancia secular y del tiempo transcurrido en ella. ^{[ 1 ]}

La naturaleza del mecanismo de inestabilidad es responsable de la falta de correlación entre la distancia al borde interior del cinturón de planetesimales y el momento de la inestabilidad. Si el borde interior del disco de planetesimales está cerca, la migración de los planetas ocurre a un ritmo más rápido. Se producen más cruces de resonancia secular, pero como se pasa menos tiempo en cada uno, solo el más fuerte puede romper la resonancia cuádruple. Lo contrario ocurre con un cinturón de planetesimales más distante. Como resultado del conflicto entre estos factores, el momento y la ocurrencia de la inestabilidad son bastante independientes de la distancia al borde interior del cinturón de planetesimales. ^{[ 1 ]}

Un estudio que utilizó una simulación numérica que incluyó interacciones gravitacionales entre todos los objetos reveló que se produjo una inestabilidad dinámica en menos de 70 millones de años. Las interacciones entre planetesimales calentaron dinámicamente el disco y provocaron interacciones más tempranas entre los planetesimales y los planetas gigantes. Este estudio utilizó un número limitado de planetesimales debido a limitaciones computacionales, por lo que aún se desconoce si este resultado sería aplicable a un disco más completo. ^{[ 10 ]}

La combinación de la desestabilización tardía de una cadena resonante de cinco planetas y una migración prolongada de Neptuno es improbable. Reproducir la distribución orbital de los objetos del cinturón de Kuiper requiere que Neptuno experimente una migración de varias UA, alcanzando las 28 UA antes de que comiencen los encuentros entre planetas. Esta migración de Neptuno es probable si el disco planetesimal comenzó dentro de las 2 UA de la órbita inicial de Neptuno. Sin embargo, una desestabilización tardía de la cadena resonante requiere un disco más distante, al menos 4 UA más allá de la órbita de Neptuno. ^{[ 11 ]}

Una ruptura temprana de la cadena de resonancia seguida de una migración lenta impulsada por polvo puede cerrar esta brecha. La migración impulsada por polvo es el resultado de la colisión entre los planetesimales que produce escombros que se muelen hasta convertirse en polvo en una cascada de colisiones. El polvo luego gira en espiral hacia las órbitas de los planetas debido al arrastre de Poynting-Robertson . Las interacciones con este polvo interrumpen la cadena de resonancia e impulsan su migración hacia el disco de planetesimales durante un período de varios cientos de millones de años. ^{[ 11 ]} El mecanismo de inestabilidad del modelo Nice 2 se vuelve irrelevante si el polvo generado por las colisiones entre los planetesimales interrumpe una cadena resonante tempranamente.

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