El Modelo de Niza es un escenario teórico analizado a partir de un modelo computacional que permite describir de forma dinámica los procesos que pudieron llevar a la formación y evolución del sistema solar en su configuración actual. Se llama así por la ubicación del Observatorio de la Costa Azul, donde se desarrolló inicialmente a partir del año 2005 en Niza, Francia.
El modelo propone la migración de los planetas gigantes desde una configuración compacta inicial hasta sus posiciones actuales, mucho después de la disipación del disco protoplanetario inicial. De esta manera, difiere de la hipótesis nebular, una de las explicaciones clásicas de la formación del sistema solar. Esta migración planetaria forma parte de la simulación dinámica que permitiría explicar eventos cosmológicos tales como el bombardeo intenso tardío del sistema solar, la formación de la nube de Oort y la distribución de poblaciones de cuerpos menores, incluidos el cinturón de Kuiper, los asteroides troyanos de Neptuno y los de Júpiter, y los numerosos objetos resonantes trans-Neptunianos dominados por Neptuno. Su éxito en la reproducción de muchas de las características observadas del sistema solar significa que es ampliamente aceptado como el modelo actual más realista de la evolución temprana del sistema solar, aunque no es universalmente el preferido entre la totalidad de los científicos planetarios.
Investigaciones posteriores revelaron una serie de diferencias entre las predicciones del modelo de Niza original y las observaciones del sistema solar actual, por ejemplo, en las órbitas de los planetas terrestres y los asteroides, lo que llevó 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 gracias a la colaboración de un grupo internacional de científicos: Rodney Gomes, Hal Levison, Alessandro Morbidelli y Kleomenis Tsiganis. En estas publicaciones, los cuatro autores propusieron que después de la disipación del gas y el polvo del disco del sistema solar primordial, los cuatro planetas gigantes (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno) se encontrarían originalmente en órbitas casi circulares de entre ~5.5 y ~17 unidades astronómicas (UA), espaciados de una forma mucho más compacta que en el presente. Un disco grande y denso de pequeños planetesimales de hielo y roca, con un total de aproximadamente 35 masas terrestres, se extendería desde la órbita del planeta gigante más externo hasta aproximadamente 35 UA.
Los científicos comprenden tan poco acerca de la formación de Urano y Neptuno, que Levison afirma que "... las posibilidades con respecto a la formación de Urano y Neptuno son casi infinitas". Sin embargo, se sugiere que este sistema planetario evolucionó a partir de la interacción entre el cinturón externo de planetesimales y los planetas gigantes. Así, los planetesimales situados en el borde interno del disco experimentarían ocasionalmente el tirón gravitatorio del planeta gigante más exterior, lo que cambiaría sus órbitas. Los planetas dispersarían a la mayoría de los pequeños cuerpos helados que encontrasen hacia el interior, intercambiando momento angular con los objetos dispersos para que los planetas se movieran hacia afuera en respuesta, preservando el momento angular del sistema. Estos planetesimales se dispersarían de forma similar al encontrar el siguiente planeta, desplazándose hacia el exterior de forma sucesiva las órbitas de Urano, Neptuno y Saturno. El intercambio de impulso se traduciría en un desplazamiento (migración) de los planetesimales. Este proceso continuaría hasta que interactuasen con el planeta gigante más interno y masivo, Júpiter, cuya inmensa gravedad los enviaría a órbitas altamente elípticas o incluso los expulsaría directamente del sistema solar. Esto, en contraste, haría que Júpiter se moviera ligeramente hacia adentro.
La baja tasa de encuentros orbitales gobierna la tasa con la que los planetesimales salen del disco y la tasa de migración correspondiente. Después de varios cientos de millones de años de migración lenta y gradual, Júpiter y Saturno, los dos planetas más grandes, se acoplan mutuamente en resonancia orbital 1:2. Esta resonancia aumenta su excentricidad orbital, desestabilizando todo el sistema planetario. La disposición de los planetas gigantes se alteraría rápida y drásticamente. Júpiter desplazaría a Saturno hacia su posición actual, y esta reubicación provocaría encuentros gravitacionales mutuos entre Saturno y los dos gigantes helados, impulsando a Neptuno y Urano a órbitas mucho más excéntricas. Estos gigantes de hielo posteriormente se introducirían en el disco planetesimal, dispersando decenas de miles de planetesimales de sus órbitas anteriormente estables hacia 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 actual de una densa población de Objetos transneptunianos. Algunos de los planetesimales se impulsarían hacia el sistema solar interno, produciendo una repentina afluencia de impactos sobre los planetas terrestres: el bombardeo intenso tardío.
Finalmente, los planetas gigantes alcanzarían sus semiejes mayores orbitales actuales, y la fricción dinámica con el disco planetesimal restante amortiguaría sus excentricidades, obligando a que las órbitas de Urano y Neptuno fuesen circulares nuevamente.
En aproximadamente el 50% de los modelos iniciales de Tsiganis y sus colegas, Neptuno y Urano también intercambian lugares. Un intercambio de Urano y Neptuno sería consistente con los modelos de su formación en un disco que tuviese una densidad de superficie que se redujera con la distancia al Sol, lo que conllevaría que las masas de los planetas también deberían disminuir con la distancia desde el Sol.
300px|thumb|Ejemplo de simulación del modelo de Niza de la migración de los cuatro planetas gigantes, según su distancia al Sol.
Características del sistema solar La ejecución de modelos dinámicos con diferentes condiciones iniciales para una duración simulada de la historia del sistema solar producirá diversas poblaciones de objetos en su interior. Como las condiciones iniciales del modelo pueden variar, cada población será más o menos numerosa y tendrá propiedades orbitales particulares. Demostrar rigurosamente la validez de un modelo de la evolución del sistema solar primigenio es difícil, ya que este proceso no se puede observar directamente. Sin embargo, el éxito de cualquier modelo dinámico se puede evaluar comparando las predicciones de población de las simulaciones con las observaciones astronómicas de estas poblaciones. En la actualidad, los modelos informáticos del sistema solar se inician con las condiciones de partida del escenario de Niza, que en la práctica se ha visto que produce resultados coincidentes con muchos de los aspectos observados del sistema solar actual.
El último bombardeo pesado
El registro de cráteres en la Luna y en los planetas terrestres es parte de la evidencia principal del bombardeo intenso tardío: un incremento en el número de cuerpos de impacto, unos 600 millones de años después de la formación del sistema solar. En el modelo de Niza, los planetesimales helados se dispersan en las órbitas de los cruces de planetas cuando Urano y Neptuno rompen el disco exterior, lo que provoca un aumento agudo de los impactos de los objetos helados. La migración de planetas externos también hace que los movimientos medios asociados a la resonancia secular se propaguen a través del sistema solar interno. En el cinturón de asteroides, aumentan las excentricidades, lo que los conduce a órbitas que se intersecan con las de los planetas terrestres, causando un período prolongado de impactos de objetos rocosos, eliminando aproximadamente el 90 % de su masa. El número de planetesimales que alcanzaría la luna es consistente con el registro de cráteres del bombardeo intenso tardío. Sin embargo, la distribución orbital de los asteroides restantes no coincide con las observaciones. En el sistema solar exterior, los impactos en las lunas de Júpiter son suficientes para desencadenar la diferenciación de Ganimedes pero no la de Calisto. Sin embargo, la cantidad de impactos de planetesimales helados en las lunas internas de Saturno es excesiva, lo que se traduciría en la vaporización de su hielo.
Troyanos y el cinturón de asteroides Después de que Júpiter y Saturno entrasen en resonancia 2:1, su influencia gravitacional combinada desestabilizaría la región coorbital de los troyanos existentes en los puntos de Lagrange L4 y L5 de Júpiter y de Neptuno, propiciando que se escapasen y a la vez que se capturasen nuevos objetos del disco planetesimal externo.
Los objetos en la región coorbital troyana experimentan una libración que se desplaza cíclicamente en relación con los puntos L4 y L5. Cuando Júpiter y Saturno están cerca pero no en resonancia, la ubicación donde Júpiter pasa Saturno en relación con su perihelio circula lentamente. Si el período de esta circulación cae en resonancia con el período en el que los troyanos pueden aumentar el alcance de sus libraciones, finalmente llegarían a escaparse. Cuando esto ocurriese, la región coorbitaria del troyano quedaría "dinámicamente abierta" y los objetos podrían tanto escapar como entrar en esta zona. Los troyanos primordiales se escaparían, y una fracción de los numerosos objetos del disco planetesimal interrumpido lo habitarían temporalmente. Más adelante, cuando Júpiter y Saturno estuvieran más alejados, la región de los troyanos se "cerraría dinámicamente", y se capturarían numerosos planetesimales en esta región, como se observa en la actualidad. Los troyanos capturados tienen una amplia gama de inclinaciones, que no se habían entendido previamente, debido a sus repetidos encuentros con los planetas gigantes. El ángulo de libración y la excentricidad de la población simulada también coincide con las observaciones de las órbitas de los asteroides troyanos de Júpiter. Este mecanismo del modelo de Niza genera de manera similar los asteroides troyanos de Neptunos.
Un gran número de planetesimales también se habrían capturado en las resonancias de movimiento medias de Júpiter a medida que migraba hacia adentro. Los que permanecieron en una resonancia 3:2 con Júpiter forman el grupo de Hilda. La excentricidad de otros objetos disminuyó mientras se encontraban en resonancia, escapando a órbitas estables en el cinturón de asteroides exterior, a distancias superiores a 2.6 UA cuando las resonancias se extendieron hacia adentro. Estos objetos capturados habrían sufrido erosión por colisión, produciendo fragmentos más pequeños capaces de ser afectados por el efecto Yarkovsky, causando que los objetos pequeños se desvíen hacia resonancias inestables, y por el efecto Poynting-Robertson, provocando que los granos más pequeños se desplacen 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. La distribución de frecuencia de tamaños de esta población simulada después de esta erosión coincide plenamente con las observaciones. Esto sugiere que los troyanos de Júpiter, los asteroides Hildas y algunos de los cinturones de asteroides externos, y todos los asteroides del tipo D espectrales, son los planetesimales remanentes de este proceso de captura y erosión. También se ha sugerido que el planeta enano Ceres se capturó mediante un proceso similar. Han sido descubiertos algunos asteroides del tipo D con semiejes mayores de menos de 2.5 UA, más cercanos que los que se capturarían en el modelo original de Niza.
Satélites del sistema exterior