El Niza ( / n i s / ) modelo es un escenario para la evolución dinámica del Sistema Solar . Lleva el nombre de la ubicación del Observatoire de la Côte d'Azur , donde se desarrolló inicialmente en 2005, en Niza , Francia. [1] [2] [3] Propone la migración de los planetas gigantes desde una configuración compacta inicial a sus posiciones actuales, mucho después de la disipación del disco protoplanetario inicial . De esta forma, se diferencia de modelos anteriores.de la formación del Sistema Solar. Esta migración planetaria se utiliza en simulaciones dinámicas del Sistema Solar para explicar eventos históricos, incluido el Bombardeo Intenso Tardío del Sistema Solar interior , la formación de la nube de Oort y la existencia de poblaciones de pequeños cuerpos del Sistema Solar como el cinturón de Kuiper . los troyanos de Neptuno y Júpiter , y los numerosos objetos transneptunianos resonantes dominados por Neptuno.
Su éxito en la reproducción de muchas de las características observadas del Sistema Solar le ha traído una amplia aceptación como el modelo actual más realista de la evolución temprana del Sistema Solar, [3] aunque no es universalmente favorecido entre los científicos planetarios . Investigaciones posteriores revelaron una serie de diferencias entre las predicciones y observaciones originales del modelo de Niza del Sistema Solar actual, como las órbitas de los planetas terrestres y los asteroides, que llevaron a su modificación.
Descripción
El núcleo original del modelo de Niza es un triplete de artículos publicados en la revista de ciencia general Nature en 2005 por una colaboración internacional de científicos: Rodney Gomes , Hal Levison , Alessandro Morbidelli y Kleomenis Tsiganis . [4] [5] [6] En estas publicaciones, los cuatro autores propusieron que después de la disipación del gas y el polvo del disco del Sistema Solar primordial, se encontraron originalmente los cuatro planetas gigantes ( Júpiter , Saturno , Urano y Neptuno ). en órbitas casi circulares entre ~ 5,5 y ~ 17 unidades astronómicas (AU), mucho más espaciadas y compactas que en el presente. Un disco grande y denso de pequeños planetesimales de roca y hielo que totalizaban alrededor de 35 masas terrestres se extendía desde la órbita del planeta gigante más externo hasta unas 35 UA.
Los científicos comprenden tan poco sobre la formación de Urano y Neptuno que Levison afirma que "las posibilidades relativas a la formación de Urano y Neptuno son casi infinitas". [7] Sin embargo, se sugiere que este sistema planetario evolucionó de la siguiente manera: Los planetesimales en el borde interno del disco ocasionalmente pasan por encuentros gravitacionales con el planeta gigante más externo, lo que cambia las órbitas de los planetesimales. Los planetas dispersan la mayoría de los pequeños cuerpos helados que encuentran hacia adentro, intercambiando momento angular con los objetos dispersos para que los planetas se muevan hacia afuera en respuesta, preservando el momento angular del sistema. Estos planetesimales luego se dispersan de manera similar del próximo planeta que encuentran, moviendo sucesivamente las órbitas de Urano , Neptuno y Saturno hacia afuera. [7] A pesar del movimiento diminuto que puede producir cada intercambio de impulso, estos encuentros planetesimales acumulan cambios ( migran ) las órbitas de los planetas en cantidades significativas. Este proceso continúa hasta que los planetesimales interactúan con el planeta gigante más interno y masivo, Júpiter , cuya inmensa gravedad los envía a órbitas altamente elípticas o incluso los expulsa directamente del Sistema Solar. Esto, por el contrario, hace que Júpiter se mueva ligeramente hacia adentro.
La baja tasa de encuentros orbitales rige la tasa a la que los planetesimales se pierden del disco y la tasa correspondiente de migración. Después de varios cientos de millones de años de migración lenta y gradual, Júpiter y Saturno, los dos planetas gigantes más internos, cruzan su resonancia mutua de movimiento medio 1: 2 . Esta resonancia aumenta sus excentricidades orbitales , desestabilizando todo el sistema planetario. La disposición de los planetas gigantes se altera rápida y dramáticamente. [8] Júpiter desplaza a Saturno hacia su posición actual, y esta reubicación provoca encuentros gravitacionales mutuos entre Saturno y los dos gigantes de hielo , que impulsan a Neptuno y Urano a órbitas mucho más excéntricas. Estos gigantes de hielo luego surcan el disco planetesimal, dispersando decenas de miles de planetesimales de sus órbitas anteriormente estables en el Sistema Solar exterior. Esta interrupción dispersa casi por completo el disco primordial, eliminando el 99% de su masa, un escenario que explica la ausencia moderna de una densa población transneptuniana . [5] Algunos de los planetesimales son arrojados al interior del Sistema Solar, produciendo una afluencia repentina de impactos en los planetas terrestres : el Bombardeo Intenso Tardío . [4]
Finalmente, los planetas gigantes alcanzan sus semiejes mayores orbitales actuales , y la fricción dinámica con el disco planetesimal restante amortigua sus excentricidades y hace que las órbitas de Urano y Neptuno vuelvan a ser circulares. [9]
En aproximadamente el 50% de los modelos iniciales de Tsiganis y colegas, Neptuno y Urano también intercambian lugares. [5] Un intercambio de Urano y Neptuno sería consistente con los modelos de su formación en un disco que tenía una densidad de superficie que declinaba con la distancia al Sol, lo que predice que las masas de los planetas también deberían declinar con la distancia al Sol. [1]
Características del sistema solar
La ejecución de modelos dinámicos del Sistema Solar con diferentes condiciones iniciales para la duración simulada de la historia del Sistema Solar producirá las diversas poblaciones de objetos dentro del Sistema Solar. A medida que se permita que varíen las condiciones iniciales del modelo, cada población será más o menos numerosa y tendrá propiedades orbitales particulares. Probar un modelo de la evolución del sistema solar temprano es difícil, ya que la evolución no se puede observar directamente. [8] Sin embargo, el éxito de cualquier modelo dinámico se puede juzgar comparando las predicciones de la población de las simulaciones con las observaciones astronómicas de estas poblaciones. [8] En la actualidad, los modelos informáticos del Sistema Solar que se inician con las condiciones iniciales del escenario de Niza encajan mejor con muchos aspectos del Sistema Solar observado. [10]
El bombardeo pesado tardío
El registro de cráteres en la Luna y en los planetas terrestres es parte de la principal evidencia del Bombardeo Pesado Tardío (LHB): una intensificación en el número de impactadores, unos 600 millones de años después de la formación del Sistema Solar. En el modelo de Niza, los planetesimales helados se dispersan en órbitas que cruzan planetas cuando el disco exterior es interrumpido por Urano y Neptuno, lo que provoca un fuerte pico de impactos de objetos helados. La migración de los planetas exteriores también provoca que el movimiento medio y las resonancias seculares recorran el Sistema Solar interior. En el cinturón de asteroides, estos excitan las excentricidades de los asteroides llevándolos a órbitas que se cruzan con las de los planetas terrestres, provocando un período más prolongado de impactos de objetos pedregosos y eliminando aproximadamente el 90% de su masa. [4] El número de planetesimales que alcanzarían la Luna es consistente con el registro del cráter del LHB. [4] Sin embargo, la distribución orbital de los asteroides restantes no coincide con las observaciones. [11] En el Sistema Solar exterior, los impactos sobre las lunas de Júpiter son suficientes para desencadenar la diferenciación de Ganímedes, pero no la de Calisto. [12] Sin embargo, los impactos de los planetesimales helados en las lunas interiores de Saturno son excesivos, lo que resulta en la vaporización de su hielo. [13]
Troyanos y el cinturón de asteroides
Después de que Júpiter y Saturno cruzan la resonancia 2: 1, su influencia gravitacional combinada desestabiliza la región coorbital troyana, lo que permite que los grupos troyanos existentes en los puntos de Lagrange L 4 y L 5 de Júpiter y Neptuno escapen y que se produzcan nuevos objetos del disco planetesimal externo. capturado. [14] Los objetos en la región coorbital del troyano experimentan libración, desplazándose cíclicamente en relación con los puntos L 4 y L 5 . Cuando Júpiter y Saturno están cerca pero no en resonancia, la ubicación donde Júpiter pasa a Saturno en relación con su perihelia circula lentamente. Si el período de esta circulación entra en resonancia con el período en que los troyanos liberan, el rango de sus libraciones puede aumentar hasta que escapen. [6] Cuando esto ocurre, la región coorbital del troyano se "abre dinámicamente" y los objetos pueden escapar y entrar en la región. Los troyanos primordiales escapan y una fracción de los numerosos objetos del disco planetesimal roto lo habita temporalmente. [3] Más tarde, cuando las órbitas de Júpiter y Saturno están más separadas, la región de Troya se vuelve "dinámicamente cerrada", y los planetesimales en la región de Troya son capturados, y quedan muchos en la actualidad. [6] Los troyanos capturados tienen una amplia gama de inclinaciones, que no se habían entendido previamente, debido a sus repetidos encuentros con los planetas gigantes. [3] El ángulo de libración y la excentricidad de la población simulada también coincide con las observaciones de las órbitas de los troyanos de Júpiter . [6] Este mecanismo del modelo de Nice genera de manera similar los troyanos Neptune . [3]
Una gran cantidad de planetesimales también habrían sido capturados en las resonancias de movimiento medio de Júpiter cuando Júpiter migró hacia adentro. Los que permanecieron en una resonancia de 3: 2 con Júpiter forman la familia Hilda . La excentricidad de otros objetos disminuyó mientras estaban en resonancia y escaparon a órbitas estables en el cinturón de asteroides exterior , a distancias superiores a 2,6 AU a medida que las resonancias se movían hacia adentro. [15] Estos objetos capturados habrían sufrido erosión por colisión, triturando a la población en fragmentos más pequeños que luego pueden ser afectados por el efecto Yarkovsky , lo que hace que los objetos pequeños se desvíen hacia resonancias inestables, y el arrastre de Poynting-Robertson provoque que los granos más pequeños se desvíen. hacia el sol. Estos procesos eliminan más del 90% de la masa de origen implantada en el cinturón de asteroides, según Bottke y sus colegas. [16] La distribución de frecuencia de tamaño de esta población simulada después de esta erosión está en excelente acuerdo con las observaciones. [16] Esto sugiere que los troyanos de Júpiter, Hildas y parte del cinturón de asteroides exterior, todos asteroides espectrales de tipo D , son los planetesimales remanentes de este proceso de captura y erosión. [16] También se ha sugerido que el planeta enano Ceres fue capturado mediante este proceso. [17] Recientemente se han descubierto algunos asteroides de tipo D con ejes semi-principales de menos de 2,5 AU, más cercanos que los que serían capturados en el modelo original de Niza. [18]
Satélites del sistema exterior
Cualquier población original de satélites irregulares capturada por mecanismos tradicionales, como el arrastre o los impactos de los discos de acreción, [19] se perdería durante los encuentros entre los planetas en el momento de la inestabilidad del sistema global. [5] En el modelo de Niza, los planetas exteriores se encuentran con un gran número de planetesimales después de que Urano y Neptuno entran y rompen el disco planetesimal. Una fracción de estos planetesimales es capturada por estos planetas a través de interacciones de tres vías durante los encuentros entre planetas. La probabilidad de que cualquier planetesimal sea capturado por un gigante de hielo es relativamente alta, unos pocos 10 −7 . [20] Estos nuevos satélites podrían capturarse en casi cualquier ángulo, por lo que, a diferencia de los satélites regulares de Saturno , Urano y Neptuno , no orbitan necesariamente en los planos ecuatoriales de los planetas. Algunos irregulares incluso pueden haber sido intercambiados entre planetas. Las órbitas irregulares resultantes coinciden bien con los semiejes, inclinaciones y excentricidades principales de las poblaciones observadas. [20] Las colisiones posteriores entre estos satélites capturados pueden haber creado las familias de colisiones sospechosas que se ven hoy. [21] Estas colisiones también son necesarias para erosionar la población a la distribución de tamaño actual. [22]
Tritón , la luna más grande de Neptuno, puede explicarse si fue capturada en una interacción de tres cuerpos que implica la interrupción de un planetoide binario. [23] Tal interrupción binaria sería más probable si Triton fuera el miembro más pequeño del binario. [24] Sin embargo, la captura de Tritón sería más probable en los inicios del Sistema Solar cuando el disco de gas amortiguaría las velocidades relativas, y las reacciones de intercambio binario en general no habrían abastecido a la gran cantidad de pequeños irregulares. [24]
No hubo suficientes interacciones entre Júpiter y los otros planetas para explicar el séquito de irregulares de Júpiter en las simulaciones iniciales del modelo de Niza que reproducían otros aspectos del Sistema Solar exterior. Esto sugiere que un segundo mecanismo estaba funcionando para ese planeta, o que las primeras simulaciones no reproducían la evolución de las órbitas de los planetas gigantes. [20]
Formación del cinturón de Kuiper
La migración de los planetas exteriores también es necesaria para dar cuenta de la existencia y propiedades de las regiones ultraperiféricas del Sistema Solar . [9] Originalmente, el cinturón de Kuiper era mucho más denso y más cercano al Sol , con un borde exterior de aproximadamente 30 UA. Su borde interior habría estado un poco más allá de las órbitas de Urano y Neptuno , que a su vez estaban mucho más cerca del Sol cuando se formaron (muy probablemente en el rango de 15-20 AU), y en ubicaciones opuestas, con Urano más lejos del Sol que Neptuno. [4] [9]
Los encuentros gravitacionales entre los planetas dispersan a Neptuno hacia afuera en el disco planetesimal con un eje semi-mayor de ~ 28 AU y una excentricidad tan alta como 0.4. La alta excentricidad de Neptuno hace que sus resonancias de movimiento medio se superpongan y las órbitas en la región entre Neptuno y sus resonancias de movimiento medio 2: 1 se vuelvan caóticas. Las órbitas de los objetos entre Neptuno y el borde del disco planetesimal en este momento pueden evolucionar hacia afuera hacia órbitas estables de baja excentricidad dentro de esta región. Cuando la excentricidad de Neptuno se ve amortiguada por la fricción dinámica, quedan atrapados en estas órbitas. Estos objetos forman un cinturón dinámicamente frío, ya que sus inclinaciones permanecen pequeñas durante el poco tiempo que interactúan con Neptuno. Más tarde, a medida que Neptuno migra hacia afuera en una órbita de baja excentricidad, los objetos que se han dispersado hacia afuera son capturados en sus resonancias y pueden disminuir sus excentricidades y aumentar sus inclinaciones debido al mecanismo de Kozai , lo que les permite escapar a órbitas estables de mayor inclinación. Otros objetos permanecen capturados en resonancia, formando los plutinos y otras poblaciones resonantes. Estas dos poblaciones son dinámicamente calientes, con mayores inclinaciones y excentricidades; debido a que están dispersos hacia afuera y al mayor período de tiempo que estos objetos interactúan con Neptuno. [9]
Esta evolución de la órbita de Neptuno produce poblaciones resonantes y no resonantes, un borde exterior en la resonancia 2: 1 de Neptuno y una pequeña masa en relación con el disco planetesimal original. El exceso de plutinos de baja inclinación en otros modelos se evita debido a que Neptuno se dispersa hacia afuera, dejando su resonancia 3: 2 más allá del borde original del disco planetesimal. Las diferentes ubicaciones iniciales, con los objetos clásicos fríos que se originan principalmente en el disco exterior, y los procesos de captura, ofrecen explicaciones para la distribución de inclinación bimodal y su correlación con las composiciones. [9] Sin embargo, esta evolución de la órbita de Neptuno no tiene en cuenta algunas de las características de la distribución orbital. Predice una excentricidad promedio mayor en las órbitas de los objetos del cinturón de Kuiper clásico que la observada (0.10–0.13 versus 0.07) y no produce suficientes objetos de mayor inclinación. Tampoco puede explicar la aparente ausencia total de objetos grises en la población fría, aunque se ha sugerido que las diferencias de color surgen en parte de los procesos de evolución de la superficie y no completamente de diferencias en la composición primordial. [25]
La escasez de los objetos de menor excentricidad pronosticados en el modelo de Niza puede indicar que la población fría se formó in situ. Además de sus órbitas diferentes, las poblaciones frías y calientes tienen colores diferentes. La población fría es marcadamente más roja que la caliente, lo que sugiere que tiene una composición diferente y se formó en una región diferente. [25] [26] La población fría también incluye una gran cantidad de objetos binarios con órbitas débilmente unidas que es poco probable que sobrevivan a un encuentro cercano con Neptuno. [27] Si la población fría se formara en su ubicación actual, preservarla requeriría que la excentricidad de Neptuno permaneciera pequeña, [28] o que su perihelio precesara rápidamente debido a una fuerte interacción entre él y Urano. [29]
Disco disperso y nube de Oort
Los objetos esparcidos hacia afuera por Neptuno en órbitas con semieje mayor de 50 AU pueden capturarse en resonancias formando la población resonante del disco disperso , o si sus excentricidades se reducen mientras están en resonancia, pueden escapar de la resonancia a órbitas estables en el disco disperso mientras Neptune está migrando. Cuando la excentricidad de Neptuno es grande, su afelio puede llegar mucho más allá de su órbita actual. Los objetos que alcanzan un perihelia cercano o más grande que el de Neptuno en este momento pueden desprenderse de Neptuno cuando su excentricidad se amortigua reduciendo su afelio, dejándolos en órbitas estables en el disco disperso. [9]
Los objetos esparcidos hacia afuera por Urano y Neptuno en órbitas más grandes (aproximadamente 5,000 UA) pueden tener su perihelio elevado por la marea galáctica separándolos de la influencia de los planetas que forman la nube interna de Oort con inclinaciones moderadas. Otros que alcanzan órbitas aún más grandes pueden ser perturbados por estrellas cercanas que forman la nube exterior de Oort con inclinaciones isotrópicas. Los objetos esparcidos por Júpiter y Saturno suelen ser expulsados del Sistema Solar. [30] Varios por ciento del disco planetesimal inicial puede depositarse en estos depósitos. [31]
Modificaciones
El modelo Nice ha sufrido una serie de modificaciones desde su publicación inicial. Algunos cambios reflejan una mejor comprensión de la formación del Sistema Solar, mientras que otros se realizaron después de que se identificaron diferencias significativas entre sus predicciones y observaciones. Los modelos hidrodinámicos del sistema solar temprano indican que las órbitas de los planetas gigantes convergerían dando como resultado su captura en una serie de resonancias. [32] También se demostró que el lento acercamiento de Júpiter y Saturno a la resonancia 2: 1 antes de la inestabilidad y la suave separación de sus órbitas después, altera las órbitas de los objetos en el Sistema Solar interior debido a las amplias resonancias seculares. El primero podría resultar en que la órbita de Marte cruce la de los otros planetas terrestres desestabilizando el Sistema Solar interior. Si se evitara el primero, el segundo dejaría las órbitas de los planetas terrestres con excentricidades mayores. [33] La distribución orbital del cinturón de asteroides también se vería alterada dejándolo con un exceso de objetos de alta inclinación. [11] Otras diferencias entre las predicciones y las observaciones incluyeron la captura de unos pocos satélites irregulares por Júpiter, la vaporización del hielo de las lunas interiores de Saturno, la escasez de objetos de alta inclinación capturados en el cinturón de Kuiper y el reciente descubrimiento de asteroides tipo D en el cinturón de asteroides interior.
Las primeras modificaciones al modelo de Niza fueron las posiciones iniciales de los planetas gigantes. Las investigaciones del comportamiento de los planetas que orbitan en un disco de gas utilizando modelos hidrodinámicos revelan que los planetas gigantes migrarían hacia el Sol. Si la migración continuaba, habría resultado en que Júpiter orbitara cerca del Sol como exoplanetas recientemente descubiertos conocidos como Júpiter calientes . La captura de Saturno en resonancia con Júpiter evita esto, sin embargo, y la captura posterior de los otros planetas da como resultado una configuración resonante cuádruple con Júpiter y Saturno en su resonancia 3: 2 . [32] También se propuso un mecanismo para una interrupción retardada de esta resonancia. Los encuentros gravitacionales con objetos con la masa de Plutón en el disco exterior agitarían sus órbitas provocando un aumento de las excentricidades y, a través de un acoplamiento de sus órbitas, una migración hacia el interior de los planetas gigantes. Durante esta migración hacia adentro se cruzarían resonancias seculares que alteraron las excentricidades de las órbitas de los planetas e interrumpieron la resonancia cuádruple. Luego sigue una inestabilidad tardía similar al modelo original de Niza. A diferencia del modelo original de Niza, el momento de esta inestabilidad no es sensible a las órbitas iniciales de los planetas o la distancia entre el planeta exterior y el disco planetesimal. La combinación de órbitas planetarias resonantes y la inestabilidad tardía desencadenada por estas interacciones a larga distancia se denominó modelo Nice 2 . [34]
La segunda modificación fue el requisito de que uno de los gigantes de hielo se encuentre con Júpiter, haciendo que su eje semi-mayor salte. En este escenario de salto de Júpiter , un gigante de hielo se encuentra con Saturno y se dispersa hacia adentro en una órbita que cruza a Júpiter, lo que hace que la órbita de Saturno se expanda; luego se encuentra con Júpiter y se dispersa hacia afuera, lo que hace que la órbita de Júpiter se reduzca. Esto da como resultado una separación gradual de las órbitas de Júpiter y Saturno en lugar de una migración divergente suave. [33] La separación gradual de las órbitas de Júpiter y Saturno evita el lento barrido de resonancias seculares a través del sistema solar interior que aumenta las excentricidades de los planetas terrestres [33] y deja el cinturón de asteroides con una proporción excesiva de a objetos de poca inclinación. [11] Los encuentros entre el gigante de hielo y Júpiter en este modelo le permiten a Júpiter adquirir sus propios satélites irregulares. [35] Los troyanos de Júpiter también se capturan después de estos encuentros cuando el eje semi-mayor de Júpiter salta y, si el gigante de hielo pasa por uno de los puntos de libración dispersando los troyanos, una población se agota en relación con la otra. [36] El recorrido más rápido de las resonancias seculares a través del cinturón de asteroides limita la pérdida de asteroides de su núcleo. La mayoría de los impactadores rocosos del Bombardeo Pesado Tardío se originan en cambio en una extensión interna que se interrumpe cuando los planetas gigantes alcanzan sus posiciones actuales, quedando un remanente como los asteroides de Hungaria. [37] Algunos asteroides de tipo D están incrustados en el cinturón de asteroides interior, dentro de 2,5 AU, durante los encuentros con el gigante de hielo cuando cruza el cinturón de asteroides. [38]
Modelo Niza de cinco planetas
La expulsión frecuente en simulaciones del gigante de hielo que se encuentra con Júpiter ha llevado a David Nesvorný y otros a plantear la hipótesis de un sistema solar temprano con cinco planetas gigantes, uno de los cuales fue expulsado durante la inestabilidad. [39] [40] Este modelo de Niza de cinco planetas comienza con los planetas gigantes en una cadena resonante 3: 2, 3: 2, 2: 1, 3: 2 con un disco planetesimal orbitando más allá de ellos. [41] Después de la ruptura de la cadena resonante, Neptuno primero migra hacia el disco planetesimal alcanzando 28 AU antes de que comiencen los encuentros entre planetas. [42] Esta migración inicial reduce la masa del disco exterior permitiendo preservar la excentricidad de Júpiter [43] y produce un cinturón de Kuiper con una distribución de inclinación que coincide con las observaciones si 20 masas terrestres permanecieron en el disco planetesimal cuando comenzó esa migración. [44] La excentricidad de Neptuno puede permanecer pequeña durante la inestabilidad, ya que solo se encuentra con el gigante de hielo expulsado, lo que permite preservar un cinturón clásico frío in situ. [42] El cinturón planetesimal de masa inferior en combinación con la excitación de inclinaciones y excentricidades por los objetos con masa de Plutón también reduce significativamente la pérdida de hielo por las lunas internas de Saturno. [45] La combinación de una ruptura tardía de la cadena de resonancia y una migración de Neptuno a 28 AU antes de la inestabilidad es poco probable con el modelo Nice 2. Esta brecha puede salvarse mediante una lenta migración impulsada por el polvo durante varios millones de años después de un escape temprano de la resonancia. [46] Un estudio reciente encontró que el modelo de Niza de cinco planetas tiene una probabilidad estadísticamente pequeña de reproducir las órbitas de los planetas terrestres. Aunque esto implica que la inestabilidad ocurrió antes de la formación de los planetas terrestres y no podría ser la fuente del Bombardeo Intenso Tardío, [47] [48] la ventaja de una inestabilidad temprana se reduce por los saltos considerables en el semi-eje mayor. de Júpiter y Saturno necesarios para preservar el cinturón de asteroides. [49] [50]
Ver también
- Formación y evolución del sistema solar.
- Hipótesis del gran rumbo
- Escenario Saltando-Júpiter
- Bombardeo pesado tardío
- Migración planetaria
Referencias
- ^ a b "Resolver los dilemas del sistema solar es simple: simplemente cambia la posición de Urano y Neptuno" . Comunicado de prensa . Universidad del estado de Arizona. 11 de diciembre de 2007 . Consultado el 22 de marzo de 2009 .
- ^ Desch, S. (2007). "Distribución masiva y formación de planetas en la nebulosa solar" . El diario astrofísico . 671 (1): 878–893. Código Bibliográfico : 2007ApJ ... 671..878D . doi : 10.1086 / 522825 .
- ^ a b c d e Crida, A. (2009). "Formación del sistema solar". Reseñas en Astronomía Moderna . 21 . págs. 215-227. arXiv : 0903.3008 . Código Bibliográfico : 2009RvMA ... 21..215C . doi : 10.1002 / 9783527629190.ch12 . ISBN 9783527629190. Falta o vacío
|title=
( ayuda ) - ^ a b c d e f R. Gomes; HF Levison; K. Tsiganis; A. Morbidelli (2005). "Origen del cataclísmico período de bombardeo pesado tardío de los planetas terrestres" (PDF) . Naturaleza . 435 (7041): 466–9. Código Bibliográfico : 2005Natur.435..466G . doi : 10.1038 / nature03676 . PMID 15917802 . S2CID 4398337 .
- ^ a b c d Tsiganis, K .; Gomes, R .; Morbidelli, A .; F. Levison, H. (2005). "Origen de la arquitectura orbital de los planetas gigantes del Sistema Solar" (PDF) . Naturaleza . 435 (7041): 459–461. Código Bibliográfico : 2005Natur.435..459T . doi : 10.1038 / nature03539 . PMID 15917800 . S2CID 4430973 .
- ^ a b c d Morbidelli, A .; Levison, HF; Tsiganis, K .; Gomes, R. (2005). "Captura caótica de los asteroides troyanos de Júpiter en el Sistema Solar temprano" (PDF) . Naturaleza . 435 (7041): 462–465. Código Bibliográfico : 2005Natur.435..462M . doi : 10.1038 / nature03540 . OCLC 112222497 . PMID 15917801 . S2CID 4373366 . Archivado desde el original (PDF) el 21 de febrero de 2014.
- ^ a b G. Jeffrey Taylor (21 de agosto de 2001). "Urano, Neptuno y las Montañas de la Luna" . Descubrimientos de investigación en ciencias planetarias . Instituto de Geofísica y Planetología de Hawái . Consultado el 1 de febrero de 2008 .
- ^ a b c Hansen, Kathryn (7 de junio de 2005). "Cambio orbital para el sistema solar temprano" . Geotimes . Consultado el 26 de agosto de 2007 .
- ^ a b c d e f Levison HF, Morbidelli A, Van Laerhoven C, Gomes RS, Tsiganis K (2007). "Origen de la estructura del cinturón de Kuiper durante una inestabilidad dinámica en las órbitas de Urano y Neptuno". Ícaro . 196 (1): 258-273. arXiv : 0712.0553 . Código bibliográfico : 2008Icar..196..258L . doi : 10.1016 / j.icarus.2007.11.035 . S2CID 7035885 .
- ^ TV Johnson; JC Castillo-Rogez; DL Matson; A. Morbidelli; JI Lunine. "Restricciones en la cronología temprana del Sistema Solar exterior" (PDF) . Conferencia sobre el bombardeo de impacto del sistema solar temprano (2008) . Consultado el 18 de octubre de 2008 .
- ^ a b c Morbidelli, Alessandro; Brasser, Ramon; Gomes, Rodney; Levison, Harold F .; Tsiganis, Kleomenis (2010). "Evidencia del cinturón de asteroides de una evolución pasada violenta de la órbita de Júpiter". El diario astronómico . 140 (5): 1391–1501. arXiv : 1009.1521 . Código bibliográfico : 2010AJ .... 140.1391M . doi : 10.1088 / 0004-6256 / 140/5/1391 . S2CID 8950534 .
- ^ Baldwin, Emily. "Los impactos de cometas explican la dicotomía Ganimedes-Calisto" . Astronomía ahora . Consultado el 23 de diciembre de 2016 .
- ^ Nimmo, F .; Korycansky, DG (2012). "Pérdida de hielo impulsada por impacto en los satélites del sistema solar exterior: consecuencias del bombardeo intenso tardío". Ícaro . 219 (1): 508–510. Bibcode : 2012Icar..219..508N . doi : 10.1016 / j.icarus.2012.01.016 .
- ^ Levison, Harold F .; Zapatero, Eugene M .; Zapatero, Carolyn S. (1997). "Evolución dinámica de los asteroides troyanos de Júpiter". Naturaleza . 385 (6611): 42–44. Código Bibliográfico : 1997Natur.385 ... 42L . doi : 10.1038 / 385042a0 . S2CID 4323757 .
- ^ Levison, Harold F .; Bottke, William F .; Gounelle, Matthieu; Morbidelli, Alessandro; Nesvorny, David; Tsiganis, Kleomeis (2009). "Contaminación del cinturón de asteroides por objetos transneptunianos primordiales". Naturaleza . 460 (7253): 364–366. Código Bibliográfico : 2009Natur.460..364L . doi : 10.1038 / nature08094 . PMID 19606143 . S2CID 4405257 .
- ^ a b c Bottke, WF; Levison, HF; Morbidelli, A .; Tsiganis, K. (2008). "La evolución de la colisión de objetos capturados en el cinturón de asteroides exterior durante el bombardeo pesado tardío". 39ª Conferencia de Ciencias Lunar y Planetaria . 39 (Contribución LPI No. 1391): 1447. Código Bibliográfico : 2008LPI .... 39.1447B .
- ^ William B. McKinnon (2008). "Sobre la posibilidad de que se inyecten grandes KBO en el cinturón de asteroides exterior". Boletín de la Sociedad Astronómica Estadounidense . 40 : 464. Bibcode : 2008DPS .... 40.3803M .
- ^ DeMeo, Francesca E .; Binzel, Richard P .; Lleva, Benoît; Polishook, David; Moskovitz, Nicholas A (2014). "Entrometidos inesperados de tipo D en el cinturón principal interior". Ícaro . 229 : 392–399. arXiv : 1312.2962 . Código bibliográfico : 2014Icar..229..392D . CiteSeerX 10.1.1.747.9766 . doi : 10.1016 / j.icarus.2013.11.026 . S2CID 15514965 .
- ^ Turrini & Marzari, 2008, Satélites irregulares de Phoebe y Saturno: implicaciones para el escenario de captura por colisión Archivado el 3 de marzo de 2016 en la Wayback Machine.
- ^ a b c Nesvorný, D .; Vokrouhlický, D .; Morbidelli, A. (2007). "Captura de satélites irregulares durante encuentros planetarios" . El diario astronómico . 133 (5): 1962-1976. Código Bibliográfico : 2007AJ .... 133.1962N . doi : 10.1086 / 512850 .
- ^ Nesvorný, David; Beaugé, Cristian; Dones, Luke (2004). "Origen de colisión de familias de satélites irregulares" . El diario astronómico . 127 (3): 1768-1783. Código Bibliográfico : 2004AJ .... 127.1768N . doi : 10.1086 / 382099 .
- ^ Bottke, William F .; Nesvorný, David; Vokrouhlick, David; Morbidelli, Alessandro (2010). "Los satélites irregulares: las poblaciones más evolucionadas por colisiones en el sistema solar". El diario astronómico . 139 (3): 994–1014. Código Bibliográfico : 2010AJ .... 139..994B . CiteSeerX 10.1.1.693.4810 . doi : 10.1088 / 0004-6256 / 139/3/994 .
- ^ Agnor, Craig B .; Hamilton, Douglas B. (2006). "Captura de Neptuno de su luna Triton en un encuentro gravitacional de planeta binario". Naturaleza . 441 (7090): 192-194. Código Bibliográfico : 2006Natur.441..192A . doi : 10.1038 / nature04792 . PMID 16688170 . S2CID 4420518 .
- ^ a b Vokrouhlický, David; Nesvorný, David; Levison, Harold F. (2008). "Captura de satélite irregular por reacciones de intercambio". El diario astronómico . 136 (4): 1463-1476. Código Bibliográfico : 2008AJ .... 136.1463V . CiteSeerX 10.1.1.693.4097 . doi : 10.1088 / 0004-6256 / 136/4/1463 .
- ^ a b Levison, Harold F .; Morbidelli, Alessandro; VanLaerhoven, Christa; Gomes, Rodney S. (3 de abril de 2008). "Origen de la estructura del cinturón de Kuiper durante una inestabilidad dinámica en las órbitas de Urano y Neptuno". Ícaro . 196 (1): 258-273. arXiv : 0712.0553 . Código bibliográfico : 2008Icar..196..258L . doi : 10.1016 / j.icarus.2007.11.035 . S2CID 7035885 .
- ^ Morbidelli, Alessandro (2006). "Origen y evolución dinámica de los cometas y sus reservorios". arXiv : astro-ph / 0512256 .
- ^ Lovett, Rick (2010). "El cinturón de Kuiper puede nacer de colisiones". Naturaleza . doi : 10.1038 / news.2010.522 .
- ^ Wolff, Schuyler; Dawson, Rebekah I .; Murray-Clay, Ruth A. (2012). "Neptuno de puntillas: historias dinámicas que preservan el frío cinturón de Kuiper clásico". El diario astrofísico . 746 (2): 171. arXiv : 1112.1954 . Código bibliográfico : 2012ApJ ... 746..171W . doi : 10.1088 / 0004-637X / 746/2/171 . S2CID 119233820 .
- ^ Batygin, Konstantin; Brown, Michael E .; Fraser, Wesley (2011). "Retención de un cinturón de Kuiper clásico frío primordial en un modelo de formación del sistema solar impulsado por la inestabilidad". El diario astrofísico . 738 (1): 13. arXiv : 1106.0937 . Código Bibliográfico : 2011ApJ ... 738 ... 13B . doi : 10.1088 / 0004-637X / 738/1/13 . S2CID 1047871 .
- ^ Dones, L .; Weissman, PR; Levison, HF; Duncan, MJ (2004). "Formación y dinámica de nubes de Oort". Cometas II . 323 : 153-174. Código Bibliográfico : 2004ASPC..323..371D .
- ^ Brasser, R .; Morbidelli, A. (2013). "Nube de Oort y formación de discos dispersos durante una inestabilidad dinámica tardía en el sistema solar". Ícaro . 225 (1): 40,49. arXiv : 1303.3098 . Código bibliográfico : 2013Icar..225 ... 40B . doi : 10.1016 / j.icarus.2013.03.012 . S2CID 118654097 .
- ^ a b Morbidelli, Alessandro; Tsiganis, Kleomenis; Crida, Aurélien; Levison, Harold F .; Gomes, Rodney (2007). "Dinámica de los planetas gigantes del sistema solar en el disco protoplanetario gaseoso y su relación con la arquitectura orbital actual". El diario astronómico . 134 (5): 1790-1798. arXiv : 0706.1713 . Código bibliográfico : 2007AJ .... 134.1790M . doi : 10.1086 / 521705 . S2CID 2800476 .
- ^ a b c Brasser, R .; Morbidelli, A .; Gomes, R .; Tsiganis, K .; Levison, HF (2009). "Construyendo la arquitectura secular del sistema solar II: los planetas terrestres". Astronomía y Astrofísica . 507 (2): 1053–1065. arXiv : 0909.1891 . Bibcode : 2009A y A ... 507.1053B . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 200912878 . S2CID 2857006 .
- ^ Levison, Harold F .; Morbidelli, Alessandro; Tsiganis, Kleomenis; Nesvorný, David; Gomes, Rodney (2011). "Inestabilidades orbitales tardías en los planetas exteriores inducidas por la interacción con un disco planetesimal autogravitante" . El diario astronómico . 142 (5): 152. Código bibliográfico : 2011AJ .... 142..152L . doi : 10.1088 / 0004-6256 / 142/5/152 .
- ^ Nesvorný, David; Vokrouhlický, David; Deienno, Rogerio (2014). "Captura de satélites irregulares en Júpiter". El diario astrofísico . 784 (1): 22. arXiv : 1401.0253 . Código Bibliográfico : 2014ApJ ... 784 ... 22N . doi : 10.1088 / 0004-637X / 784/1/22 . S2CID 54187905 .
- ^ Nesvorný, David; Vokrouhlický, David; Morbidelli, Alessandro (2013). "Captura de troyanos saltando Júpiter". El diario astrofísico . 768 (1): 45. arXiv : 1303.2900 . Código Bibliográfico : 2013ApJ ... 768 ... 45N . doi : 10.1088 / 0004-637X / 768/1/45 . S2CID 54198242 .
- ^ Bottke, William F .; Vokrouhlický, David; Minton, David; Nesvorný, David; Morbidelli, Alessandro; Brasser, Ramon; Simonson, Bruce; Levison, Harold F. (2012). "Un bombardeo pesado de Archaean desde una extensión desestabilizada del cinturón de asteroides". Naturaleza . 485 (7396): 78–81. Código Bibliográfico : 2012Natur.485 ... 78B . doi : 10.1038 / nature10967 . PMID 22535245 . S2CID 4423331 .
- ^ Vokrouhlický, David; Bottke, William F .; Nesvorný, David (2016). "Captura de planetesimales transneptunianos en el cinturón principal de asteroides" . El diario astronómico . 152 (2): 39. Bibcode : 2016AJ .... 152 ... 39V . doi : 10.3847 / 0004-6256 / 152/2/39 .
- ^ Nesvorný, David (2011). "¿Quinto planeta gigante del sistema solar joven?". Las cartas de la revista astrofísica . 742 (2): L22. arXiv : 1109.2949 . Código bibliográfico : 2011ApJ ... 742L..22N . doi : 10.1088 / 2041-8205 / 742/2 / L22 . S2CID 118626056 .
- ^ Batygin, Konstantin; Brown, Michael E .; Betts, Hayden (2012). "Modelo de evolución dinámica impulsada por la inestabilidad de un sistema solar exterior primordialmente de cinco planetas". Las cartas de la revista astrofísica . 744 (1): L3. arXiv : 1111.3682 . Código bibliográfico : 2012ApJ ... 744L ... 3B . doi : 10.1088 / 2041-8205 / 744/1 / L3 . S2CID 9169162 .
- ^ Nesvorný, David; Morbidelli, Alessandro (2012). "Estudio estadístico de la inestabilidad del sistema solar temprano con cuatro, cinco y seis planetas gigantes". El diario astronómico . 144 (4): 17. arXiv : 1208.2957 . Código bibliográfico : 2012AJ .... 144..117N . doi : 10.1088 / 0004-6256 / 144/4/117 . S2CID 117757768 .
- ^ a b Nesvorný, David (2015). "Saltar Neptuno puede explicar el núcleo del cinturón de Kuiper". El diario astronómico . 150 (3): 68. arXiv : 1506.06019 . Código bibliográfico : 2015AJ .... 150 ... 68N . doi : 10.1088 / 0004-6256 / 150/3/68 . S2CID 117738539 .
- ^ Nesvorný, David; Morbidelli, Alessandro (2012). "Estudio estadístico de la inestabilidad del sistema solar temprano con cuatro, cinco y seis planetas gigantes". El diario astronómico . 144 (4): 117. arXiv : 1208.2957 . Código bibliográfico : 2012AJ .... 144..117N . doi : 10.1088 / 0004-6256 / 144/4/117 . S2CID 117757768 .
- ^ Nesvorný, David (2015). "Evidencia de la lenta migración de Neptuno de la distribución de inclinación de los objetos del cinturón de Kuiper". El diario astronómico . 150 (3): 73. arXiv : 1504.06021 . Código bibliográfico : 2015AJ .... 150 ... 73N . doi : 10.1088 / 0004-6256 / 150/3/73 . S2CID 119185190 .
- ^ Dones, L .; Levison, HL "La tasa de impacto en satélites planetarios gigantes durante el intenso bombardeo tardío" (PDF) . 44a Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria (2013).
- ^ Deienno, Rogerio; Morbidelli, Alessandro; Gomes, Rodney S .; Nesvorny, David (2017). "Restringir la configuración inicial de los planetas gigantes de su evolución: implicaciones para el momento de la inestabilidad planetaria". El diario astronómico . 153 (4): 153. arXiv : 1702.02094 . Código bibliográfico : 2017AJ .... 153..153D . doi : 10.3847 / 1538-3881 / aa5eaa . S2CID 119246345 .
- ^ Kaib, Nathan A .; Cámaras, John E. (2016). "La fragilidad de los planetas terrestres durante la inestabilidad de un planeta gigante". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 455 (4): 3561–3569. arXiv : 1510.08448 . Código bibliográfico : 2016MNRAS.455.3561K . doi : 10.1093 / mnras / stv2554 . S2CID 119245889 .
- ^ Siegel, Ethan . "Júpiter puede haber expulsado un planeta de nuestro sistema solar" . Comienza con una explosión . Forbes . Consultado el 20 de diciembre de 2015 .
- ^ Walsh, KJ; Morbidelli, A. (2011). "El efecto de una migración temprana impulsada por planetesimales de los planetas gigantes en la formación de planetas terrestres". Astronomía y Astrofísica . 526 : A126. arXiv : 1101.3776 . Bibcode : 2011A y A ... 526A.126W . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201015277 . S2CID 59497167 .
- ^ Toliou, A .; Morbidelli, A .; Tsiganis, K. (2016). "Magnitud y momento de la inestabilidad del planeta gigante: una reevaluación desde la perspectiva del cinturón de asteroides". Astronomía y Astrofísica . 592 : A72. arXiv : 1606.04330 . Código Bib : 2016A & A ... 592A..72T . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201628658 . S2CID 59933531 .
enlaces externos
- Animación del modelo Nice
- Resolver los dilemas del sistema solar es simple: simplemente cambie la posición de Urano y Neptuno