Belo modelo - Nice model

O agradável ( / n i s / ) modelo é um cenário para a evolução dinâmica do Sistema Solar . Seu nome deriva da localização do Observatoire de la Côte d'Azur - onde foi inicialmente desenvolvido em 2005 - em Nice , França. Ele propõe a migração dos planetas gigantes de uma configuração compacta inicial para suas posições atuais, muito depois da dissipação do disco protoplanetário inicial . Desta forma, ele difere dos modelos anteriores de formação do Sistema Solar. Essemigração planetária é usado em simulações de dinâmicas do sistema solar para explicar eventos históricos, incluindo o bombardeio pesado atrasado do sistema solar interior , a formação da nuvem de Oort , e a existência de populações de pequenos corpos do sistema solar , como o cinto de Kuiper , o Troianos de Netuno e Júpiter , e os numerosos objetos trans-netunianos ressonantes dominados por Netuno.

Seu sucesso em reproduzir muitas das características observadas do Sistema Solar trouxe ampla aceitação como o modelo mais realista atual da evolução inicial do Sistema Solar, embora não seja universalmente preferido entre os cientistas planetários . Pesquisas posteriores revelaram uma série de diferenças entre as previsões originais do modelo de Nice e as observações do Sistema Solar atual - como as órbitas dos planetas terrestres e os asteróides - levando à sua modificação.

Simulação mostrando os planetas externos e o cinturão planetesimal: a) configuração inicial, antes de Júpiter e Saturno atingirem uma ressonância 2: 1; b) dispersão de planetesimais no Sistema Solar interno após a mudança orbital de Netuno (azul escuro) e Urano (azul claro); c) após a ejeção dos planetesimais pelos planetas.

Descrição

O núcleo original do modelo de Nice é uma trinca de artigos publicados na revista científica Nature em 2005 por uma colaboração internacional de cientistas: Rodney Gomes, Hal Levison , Alessandro Morbidelli e Kleomenis Tsiganis. Nessas publicações, os quatro autores propuseram que, após a dissipação do gás e poeira do disco primordial do Sistema Solar, os quatro planetas gigantes ( Júpiter , Saturno , Urano e Netuno ) foram originalmente encontrados em órbitas quase circulares entre ~ 5.5 e ~ 17 unidades astronômicas (UA), muito mais espaçadas e compactas do que no presente. Um grande e denso disco de pequenas rochas e planetesimais de gelo, totalizando cerca de 35 massas terrestres, estendeu-se da órbita do planeta gigante externo a cerca de 35 UA.

Os cientistas entendem tão pouco sobre a formação de Urano e Netuno que Levison afirma, "as possibilidades relativas à formação de Urano e Netuno são quase infinitas". No entanto, sugere-se que este sistema planetário evoluiu da seguinte maneira: Os planetesimais na borda interna do disco ocasionalmente passam por encontros gravitacionais com o planeta gigante mais externo, que mudam as órbitas dos planetesimais. Os planetas espalham a maioria dos pequenos corpos de gelo que encontram para dentro, trocando o momento angular com os objetos espalhados de modo que os planetas se movam para fora em resposta, preservando o momento angular do sistema. Esses planetesimais então se espalham de maneira semelhante para fora do próximo planeta que encontram, movendo sucessivamente as órbitas de Urano , Netuno e Saturno para fora. Apesar do movimento mínimo que cada troca de momento pode produzir, cumulativamente esses encontros planetesimais mudam ( migram ) as órbitas dos planetas em quantidades significativas. Este processo continua até que os planetesimais interajam com o planeta gigante mais interno e massivo, Júpiter , cuja imensa gravidade os envia para órbitas altamente elípticas ou mesmo os ejeta diretamente do Sistema Solar. Em contraste, isso faz com que Júpiter se mova ligeiramente para dentro.

A baixa taxa de encontros orbitais governa a taxa na qual os planetesimais são perdidos do disco e a taxa correspondente de migração. Após várias centenas de milhões de anos de migração lenta e gradual, Júpiter e Saturno, os dois planetas gigantes internos, cruzam sua ressonância mútua de movimento médio 1: 2 . Essa ressonância aumenta suas excentricidades orbitais , desestabilizando todo o sistema planetário. A disposição dos planetas gigantes muda rápida e dramaticamente. Júpiter desloca Saturno em direção à sua posição atual, e essa realocação causa encontros gravitacionais mútuos entre Saturno e os dois gigantes de gelo , que impulsionam Netuno e Urano para órbitas muito mais excêntricas. Esses gigantes de gelo então penetram no disco planetesimal, espalhando dezenas de milhares de planetesimais de suas órbitas anteriormente estáveis ​​no Sistema Solar exterior. Essa ruptura espalha quase inteiramente o disco primordial, removendo 99% de sua massa, um cenário que explica a ausência moderna de uma densa população transnetuniana . Alguns dos planetesimais são lançados no Sistema Solar interno, produzindo um influxo repentino de impactos nos planetas terrestres : o Bombardeio Pesado Tardio .

Eventualmente, os planetas gigantes alcançam seus semieixos orbitais principais atuais , e o atrito dinâmico com o disco planetesimal restante amortece suas excentricidades e torna as órbitas de Urano e Netuno circulares novamente.

Em cerca de 50% dos modelos iniciais de Tsiganis e colegas, Netuno e Urano também trocam de lugar. Uma troca de Urano e Netuno seria consistente com os modelos de sua formação em um disco que tinha uma densidade superficial que diminuía com a distância do Sol, o que prediz que as massas dos planetas também deveriam diminuir com a distância do Sol.

Exemplo Simulação de Nice Model da migração da distância solar dos quatro planetas gigantes.

Recursos do sistema solar

A execução de modelos dinâmicos do Sistema Solar com diferentes condições iniciais para a duração simulada da história do Sistema Solar produzirá as várias populações de objetos dentro do Sistema Solar. Como as condições iniciais do modelo podem variar, cada população será mais ou menos numerosa e terá propriedades orbitais particulares. Provar um modelo da evolução do Sistema Solar inicial é difícil, uma vez que a evolução não pode ser observada diretamente. No entanto, o sucesso de qualquer modelo dinâmico pode ser avaliado comparando as previsões populacionais das simulações às observações astronômicas dessas populações. No momento, os modelos de computador do Sistema Solar que são iniciados com as condições iniciais do cenário de Nice melhor correspondem a muitos aspectos do Sistema Solar observado.

O Último Bombardeio Pesado

O registro da cratera na Lua e nos planetas terrestres é parte das principais evidências do Bombardeio Pesado Tardio (LHB): uma intensificação do número de impactadores, cerca de 600 milhões de anos após a formação do Sistema Solar. No modelo de Nice, os planetesimais gelados são espalhados em órbitas que cruzam os planetas quando o disco externo é interrompido por Urano e Netuno, causando um pico acentuado de impactos de objetos gelados. A migração de planetas externos também faz com que o movimento médio e as ressonâncias seculares varram o Sistema Solar interno. No cinturão de asteróides, eles excitam as excentricidades dos asteróides, levando-os a órbitas que se cruzam com as dos planetas terrestres, causando um período mais extenso de impactos de objetos pedregosos e removendo cerca de 90% de sua massa. O número de planetesimais que alcançariam a Lua é consistente com o registro da cratera do LHB. No entanto, a distribuição orbital dos asteróides restantes não corresponde às observações. No Sistema Solar exterior, os impactos nas luas de Júpiter são suficientes para desencadear a diferenciação de Ganimedes, mas não de Calisto. Os impactos de planetesimais gelados nas luas internas de Saturno são excessivos, porém, resultando na vaporização de seu gelo.

Trojans e o cinturão de asteróides

Depois que Júpiter e Saturno cruzam a ressonância 2: 1, sua influência gravitacional combinada desestabiliza a região co-orbital de Tróia, permitindo que grupos de Tróia existentes nos pontos L 4 e L 5 de Lagrange de Júpiter e Netuno escapem e novos objetos do disco planetesimal externo sejam capturado. Objetos na região co-orbital de Trojan sofrem vibração, oscilando ciclicamente em relação aos pontos L 4 e L 5 . Quando Júpiter e Saturno estão próximos, mas não em ressonância, o local em que Júpiter passa por Saturno em relação ao seu periélio circula lentamente. Se o período dessa circulação entrar em ressonância com o período em que os Trojans libram, então a faixa de libração pode aumentar até que eles escapem. Quando esse fenômeno ocorre, a região co-orbital do Trojan é "aberta dinamicamente" e os objetos podem escapar e entrar nela. Os cavalos de Tróia primordiais escapam e uma fração dos numerosos objetos do disco planetesimal interrompido o habita temporariamente. Mais tarde, quando a separação das órbitas de Júpiter e Saturno aumenta, a região de Tróia torna-se "fechada dinamicamente" e os planetesimais da região de Tróia são capturados, com muitos remanescentes até hoje. Os troianos capturados têm uma ampla gama de inclinações, que não haviam sido compreendidas, devido aos seus repetidos encontros com os planetas gigantes. O ângulo de vibração e a excentricidade da população simulada também correspondem às observações das órbitas dos Trojans de Júpiter . Este mecanismo do modelo de Nice gera de forma semelhante os cavalos de Tróia Neptune .

Um grande número de planetesimais também teria sido capturado nas ressonâncias de movimento médio de Júpiter quando Júpiter migrou para dentro. Aqueles que permaneceram em uma ressonância 3: 2 com Júpiter formam a família Hilda . A excentricidade de outros objetos diminuiu enquanto eles estavam em ressonância e escaparam para órbitas estáveis ​​no cinturão de asteróides externo , a distâncias maiores que 2,6 UA conforme as ressonâncias se moviam para dentro. Esses objetos capturados teriam então sofrido erosão colisional, moendo a população em fragmentos progressivamente menores que podem então estar sujeitos ao efeito Yarkovsky , que faz com que pequenos objetos derivem para ressonâncias instáveis, e ao arrastamento Poynting – Robertson que causa grãos menores para deriva em direção ao sol. Esses processos podem ter removido> 90% da massa de origem implantada no cinturão de asteróides. A distribuição de frequência de tamanho desta população simulada após esta erosão está em excelente acordo com as observações. Este acordo sugere que os Trojans de Júpiter, Hildas e asteróides espectrais do tipo D, alguns objetos no cinturão de asteróides externo, são planetesimais remanescentes deste processo de captura e erosão. O planeta anão Ceres pode ser um objeto do cinturão de Kuiper que foi capturado por este processo. Alguns asteróides do tipo D recém-descobertos têm semi-eixos maiores <2,5 UA, o que é mais próximo do que aqueles que seriam capturados no modelo original de Nice.

Satélites de sistema externo

Quaisquer populações originais de satélites irregulares capturados por mecanismos tradicionais, como arrasto ou impactos dos discos de acreção, seriam perdidos durante os encontros entre os planetas no momento da instabilidade do sistema global. No modelo de Nice, os planetas externos encontram um grande número de planetesimais depois que Urano e Netuno entram e interrompem o disco planetesimal. Uma fração desses planetesimais é capturada por esses planetas por meio de interações de três vias durante os encontros entre os planetas. A probabilidade de qualquer planetesimal ser capturado por um gigante de gelo é relativamente alta, alguns 10-7 . Esses novos satélites poderiam ser capturados em quase qualquer ângulo, portanto, ao contrário dos satélites regulares de Saturno , Urano e Netuno , eles não orbitam necessariamente nos planos equatoriais dos planetas. Alguns irregulares podem até mesmo ter sido trocados entre planetas. As órbitas irregulares resultantes combinam bem com os semi-eixos principais, inclinações e excentricidades das populações observadas. As colisões subsequentes entre esses satélites capturados podem ter criado as famílias suspeitas de colisão vistas hoje. Essas colisões também são necessárias para reduzir a população à distribuição de tamanho atual.

Tritão , a maior lua de Netuno, pode ser explicada se foi capturada em uma interação de três corpos envolvendo a interrupção de um planetóide binário. Essa interrupção do binário seria mais provável se Tritão fosse o membro menor do binário. No entanto, a captura de Tritão seria mais provável no início do Sistema Solar, quando o disco de gás amorteceria as velocidades relativas, e as reações de troca binária não forneceriam, em geral, o grande número de pequenos irregulares.

Não houve interações suficientes entre Júpiter e os outros planetas para explicar o séquito de irregulares de Júpiter nas simulações iniciais do modelo de Nice que reproduziam outros aspectos do Sistema Solar exterior. Isso sugere que um segundo mecanismo estava funcionando para aquele planeta ou que as primeiras simulações não reproduziram a evolução das órbitas dos planetas gigantes.

Formação do cinturão de Kuiper

A migração dos planetas externos também é necessária para explicar a existência e as propriedades das regiões ultraperiféricas do Sistema Solar . Originalmente, o cinturão de Kuiper era muito mais denso e próximo do Sol , com uma borda externa de aproximadamente 30 UA. Sua borda interna estaria logo além das órbitas de Urano e Netuno , que por sua vez estavam muito mais perto do Sol quando se formaram (provavelmente na faixa de 15-20 UA), e em locais opostos, com Urano mais distante do Sol do que Netuno.

Encontros gravitacionais entre os planetas espalham Netuno para fora do disco planetesimal com um semi-eixo maior de ~ 28 UA e uma excentricidade de até 0,4. A alta excentricidade de Netuno faz com que suas ressonâncias de movimento médio se sobreponham e orbitas na região entre Netuno e suas ressonâncias de movimento médio 2: 1 se tornem caóticas. As órbitas de objetos entre Netuno e a borda do disco planetesimal neste momento podem evoluir para fora em órbitas de baixa excentricidade estáveis ​​dentro desta região. Quando a excentricidade de Netuno é amortecida pelo atrito dinâmico, eles ficam presos nessas órbitas. Esses objetos formam um cinturão frio dinamicamente, pois suas inclinações permanecem pequenas durante o curto período em que interagem com Netuno. Mais tarde, conforme Netuno migra para fora em uma órbita de baixa excentricidade, os objetos que foram espalhados para fora são capturados em suas ressonâncias e podem ter suas excentricidades diminuídas e suas inclinações aumentadas devido ao mecanismo de Kozai , permitindo-lhes escapar para órbitas estáveis ​​de alta inclinação. Outros objetos permanecem capturados em ressonância, formando os plutinos e outras populações ressonantes. Essas duas populações são dinamicamente quentes, com inclinações e excentricidades mais altas; devido ao fato de serem espalhados para fora e ao longo período, esses objetos interagem com Netuno.

Esta evolução da órbita de Netuno produz populações ressonantes e não ressonantes, uma borda externa na ressonância 2: 1 de Netuno e uma pequena massa em relação ao disco planetesimal original. O excesso de plutinos de baixa inclinação em outros modelos é evitado devido ao Neptuno ser espalhado para fora, deixando sua ressonância 3: 2 além da borda original do disco planetesimal. As diferentes localizações iniciais, com os objetos clássicos frios originando-se principalmente do disco externo, e os processos de captura, oferecem explicações para a distribuição da inclinação bimodal e sua correlação com as composições. No entanto, esta evolução da órbita de Netuno falha em explicar algumas das características da distribuição orbital. Ele prevê uma excentricidade média maior nas órbitas clássicas de objetos do cinturão de Kuiper do que a observada (0,10–0,13 contra 0,07) e não produz objetos com inclinação superior o suficiente. Também não pode explicar a aparente ausência completa de objetos cinzentos na população fria, embora tenha sido sugerido que as diferenças de cor surgem em parte dos processos de evolução da superfície, e não inteiramente de diferenças na composição primordial.

A escassez dos objetos de menor excentricidade prevista no modelo de Nice pode indicar que a população fria se formou in situ. Além de suas órbitas diferentes, as populações quentes e frias têm cores diferentes. A população fria é marcadamente mais vermelha que a quente, sugerindo que tem uma composição diferente e formada em uma região diferente. A população fria também inclui um grande número de objetos binários com órbitas vagamente ligadas que dificilmente sobreviveriam ao encontro próximo com Netuno. Se a população fria se formasse em sua localização atual, preservá-la exigiria que a excentricidade de Netuno permanecesse pequena, ou que seu periélio precesse rapidamente devido a uma forte interação entre ele e Urano.

Disco disperso e nuvem Oort

Objetos espalhados para fora por Netuno em órbitas com semi-eixo maior maior que 50 UA podem ser capturados em ressonâncias formando a população ressonante do disco espalhado , ou se suas excentricidades forem reduzidas enquanto em ressonância, eles podem escapar da ressonância para órbitas estáveis ​​no disco disperso enquanto o Neptune está migrando. Quando a excentricidade de Netuno é grande, seu afélio pode ir muito além de sua órbita atual. Objetos que atingem periélios próximos ou maiores que os de Netuno neste momento podem se separar de Netuno quando sua excentricidade é amortecida, reduzindo seu afélio, deixando-os em órbitas estáveis ​​no disco espalhado.

Objetos espalhados por Urano e Netuno em órbitas maiores (cerca de 5.000 UA) podem ter seu periélio elevado pela maré galáctica destacando-os da influência dos planetas que formam a nuvem interna de Oort com inclinações moderadas. Outros que alcançam órbitas ainda maiores podem ser perturbados por estrelas próximas formando a nuvem de Oort externa com inclinações isotrópicas. Objetos espalhados por Júpiter e Saturno são normalmente ejetados do Sistema Solar. Vários por cento do disco planetesimal inicial podem ser depositados nesses reservatórios.

Modificações

O modelo de Nice sofreu uma série de modificações desde sua publicação inicial. Algumas mudanças refletem um melhor entendimento da formação do Sistema Solar, enquanto outras foram feitas depois que diferenças significativas entre suas previsões e observações foram identificadas. Modelos hidrodinâmicos do início do Sistema Solar indicam que as órbitas dos planetas gigantes convergiriam, resultando em sua captura em uma série de ressonâncias. A lenta aproximação de Júpiter e Saturno à ressonância 2: 1 antes da instabilidade e sua separação suave de suas órbitas depois também foi mostrada para alterar as órbitas de objetos no Sistema Solar interno devido a ressonâncias seculares arrebatadoras. O primeiro poderia resultar na órbita de Marte cruzando a dos outros planetas terrestres, desestabilizando o interior do Sistema Solar. Se o primeiro fosse evitado, o último ainda deixaria as órbitas dos planetas terrestres com maiores excentricidades. A distribuição orbital do cinturão de asteróides também seria alterada deixando-o com um excesso de objetos de alta inclinação. Outras diferenças entre as previsões e observações incluíram a captura de alguns satélites irregulares por Júpiter, a vaporização do gelo das luas internas de Saturno, uma escassez de objetos de alta inclinação capturados no cinturão de Kuiper e a recente descoberta de asteróides do tipo D no interior cinturão de asteróides.

As primeiras modificações no modelo de Nice foram as posições iniciais dos planetas gigantes. As investigações do comportamento dos planetas orbitando em um disco de gás usando modelos hidrodinâmicos revelam que os planetas gigantes migrariam em direção ao sol. Se a migração continuasse, teria resultado em Júpiter orbitando perto do Sol como exoplanetas recentemente descobertos, conhecidos como Júpiteres quentes . A captura de Saturno em ressonância com Júpiter impede isso, entretanto, e a captura posterior dos outros planetas resulta em uma configuração ressonante quádrupla com Júpiter e Saturno em sua ressonância 3: 2 . Um mecanismo para uma interrupção retardada desta ressonância também foi proposto. Encontros gravitacionais com objetos com massa de Plutão no disco externo agitariam suas órbitas, causando um aumento nas excentricidades e, por meio de um acoplamento de suas órbitas, uma migração interna dos planetas gigantes. Durante essa migração para o interior, ressonâncias seculares seriam cruzadas, alterando as excentricidades das órbitas dos planetas e interrompendo a ressonância quádrupla. Segue-se uma instabilidade tardia semelhante ao modelo original de Nice. Ao contrário do modelo original de Nice, o tempo dessa instabilidade não é sensível às órbitas iniciais dos planetas ou à distância entre o planeta externo e o disco planetesimal. A combinação de órbitas planetárias ressonantes e a instabilidade tardia desencadeada por essas interações longínquas foi chamada de modelo de Nice 2 .

A segunda modificação foi a exigência de que um dos gigantes de gelo encontrasse Júpiter, fazendo com que seu semi-eixo maior saltasse. Neste cenário de Júpiter saltando , um gigante de gelo encontra Saturno e é espalhado para dentro em uma órbita que cruza Júpiter, fazendo com que a órbita de Saturno se expanda; então encontra Júpiter e é espalhado para fora, fazendo com que a órbita de Júpiter encolha. Isso resulta em uma separação gradual das órbitas de Júpiter e Saturno em vez de uma migração divergente suave. A separação gradual das órbitas de Júpiter e Saturno evita a varredura lenta de ressonâncias seculares em todo o Sistema solar interno que aumenta as excentricidades dos planetas terrestres e deixa o cinturão de asteróides com uma proporção excessiva de objetos de alta e baixa inclinação. Os encontros entre o gigante de gelo e Júpiter neste modelo permitem que Júpiter adquira seus próprios satélites irregulares. Os trojans de Júpiter também são capturados após esses encontros quando o semieixo maior de Júpiter salta e, se o gigante de gelo passar por um dos pontos de liberação, espalhando trojans, uma população é esgotada em relação à outra. A travessia mais rápida das ressonâncias seculares através do cinturão de asteróides limita a perda de asteróides de seu núcleo. A maioria dos impactadores rochosos do Bombardeio Pesado Tardio, em vez disso, se originam de uma extensão interna que é interrompida quando os planetas gigantes alcançam suas posições atuais, com um remanescente remanescente como os asteróides Hungaria. Alguns asteróides do tipo D estão embutidos no cinturão de asteróides interno, dentro de 2,5 UA, durante encontros com o gigante de gelo quando ele está cruzando o cinturão de asteróides.

Modelo bonito de cinco planetas

A ejeção frequente em simulações do gigante de gelo encontrando Júpiter levou David Nesvorný e outros a hipotetizar um Sistema Solar primitivo com cinco planetas gigantes, um dos quais foi ejetado durante a instabilidade. Este modelo de Nice de cinco planetas começa com os planetas gigantes em uma cadeia ressonante 3: 2, 3: 2, 2: 1, 3: 2 com um disco planetesimal orbitando além deles. Após a quebra da cadeia ressonante, Netuno primeiro migra para fora do disco planetesimal, atingindo 28 UA antes do início dos encontros entre os planetas. Esta migração inicial reduz a massa do disco externo, permitindo que a excentricidade de Júpiter seja preservada e produz um cinturão de Kuiper com uma distribuição de inclinação que corresponde às observações se 20 massas da Terra permanecessem no disco planetesimal quando a migração começou. A excentricidade de Netuno pode permanecer pequena durante a instabilidade, pois ele apenas encontra o gigante de gelo ejetado, permitindo que um cinturão clássico frio in situ seja preservado. O cinturão planetesimal de menor massa, em combinação com a excitação de inclinações e excentricidades pelos objetos com massa de Plutão, também reduzem significativamente a perda de gelo pelas luas internas de Saturno. A combinação de uma quebra tardia da cadeia de ressonância e uma migração de Netuno para 28 UA antes da instabilidade é improvável com o modelo de Nice 2. Essa lacuna pode ser preenchida por uma migração lenta causada pela poeira ao longo de vários milhões de anos após uma fuga precoce da ressonância. Um estudo recente descobriu que o modelo de cinco planetas de Nice tem uma probabilidade estatisticamente pequena de reproduzir as órbitas dos planetas terrestres. Embora isso implique que a instabilidade ocorreu antes da formação dos planetas terrestres e não poderia ser a fonte do Bombardeio Pesado Tardio, a vantagem de uma instabilidade precoce é reduzida pelos saltos consideráveis ​​no semi-eixo maior de Júpiter e Saturno necessários para preservar o cinturão de asteróides.

Veja também

Referências

links externos