Planetas expulsados ​​durante las primeras etapas de la formación del Sistema Solar

Podemos identificar dos reinos distintos de formación planetesimal: el Sistema Solar interior y el Sistema Solar exterior. El grupo inicial de pequeños cuerpos ¹ en la sección interna del disco protoplanetario se convirtió rápidamente en planetas a través de varias interacciones; algunos cuerpos crecieron y dominaron así el disco que los rodeaba. En las partes exteriores del disco, muchos cuerpos pequeños se acumularon en los núcleos de los planetas gigantes. Sin embargo, no todos se acumularon y, de hecho, puede haber una segunda generación de planetesimales que se formaron a través del colapso gravitatorio debido a inestabilidades del disco.

Podemos calcular escalas de tiempo para esta fase de "limpieza", el período durante el cual los cuerpos pequeños se acumularon en protoplanetas o se expulsaron a órbitas más grandes o fuera del Sistema Solar por completo. En la parte interior del disco, entre los planetas terrestres, era del orden de$\sim10^8$años, mientras que en la parte exterior, era del orden de$\sim10^9$años. Sin embargo, es posible que los planetas gigantes hayan terminado de acumular materia antes que los planetas terrestres.

Esto significa que los pequeños cuerpos que fueron expulsados ​​o impulsados ​​a órbitas más grandes procedían en gran parte del Sistema Solar exterior, dejando de lado los efectos de la migración planetaria terrestre ² . Varias simulaciones de N-cuerpos coinciden en que un total de$\sim300M_{\oplus}$de pequeños cuerpos fue expulsado del disco exterior, debido a las interacciones con Júpiter y la formación y evolución de Urano y Neptuno. Sabemos que la masa de la Nube de Oort es del orden de$\sim1$a$\sim10M_{\oplus}$, y el Cinturón de Kuiper y el disco disperso tienen masas de un orden de magnitud o dos menores. Por lo tanto, solo una pequeña fracción, ciertamente menos del 10%, de los cuerpos pequeños podría haber sido expulsado a la Nube de Oort.

Si quieres visualizar algo de esto, mira este video de una simulación del Nice Model ³ . Muestra las órbitas de los cuatro planetas gigantes (Júpiter en rojo, Saturno en naranja, Urano en púrpura y Neptuno en azul). Muestra que Neptuno y Urano intercambian órbitas, y también muestra la dispersión de un gran grupo de pequeños cuerpos fuera de la órbita original de Urano (que comenzó más lejos que Neptuno). El video muestra la simulación en el transcurso de un poco más de mil millones de años, y se puede ver una limpieza drástica del disco exterior extremo en esta escala de tiempo.

Los resultados anteriores se produjeron antes del desarrollo del Modelo de Niza y sus variantes, así como del posible descubrimiento del Planeta Nueve y los descubrimientos de muchos objetos pequeños en el Sistema Solar exterior, más allá de Neptuno. Por lo tanto, no deben tomarse como descripciones totalmente precisas de la formación del Sistema Solar; es probable que el video en particular sea incorrecto, y supongo que recibiré algunas críticas por usarlos como base de esta respuesta.

Obviamente, se han realizado muchas simulaciones de N-cuerpos del Sistema Solar y, durante la última década, un número considerable utiliza alguna variante del Modelo de Niza. Algunos usan discos planetesimales, excluyendo las masas de los ocho planetas, del orden de$\sim10$a$\sim10^2M_{\oplus}$; Nesvorny & Morbidelli (2012) (dos de los artífices del modelo) encontraron un punto dulce, por así decirlo, de$20$a$50M_{\oplus}$, dependiendo del resultado exacto. Tal como lo entiendo, las masas del disco sobrante en torno a estos valores se ajustan bien al modelo de Niza, por lo que tal vez deberíamos reducir la masa total de los cuerpos pequeños expulsados ​​por un factor o alrededor de diez.

notas al pie

¹ Utilicé mucho este término aquí; se refiere a cuerpos con masas en el régimen planetesimal e inferior. La razón de esto es que una cantidad sustancial de la eyección se produjo después de que se formaron los planetas interiores, y los cuerpos restantes eran pequeños.

² Esto no debe interpretarse como que ninguna o muy poca materia fue expulsada del Sistema Solar interior, especialmente si asumimos algún movimiento entre las órbitas de los planetas interiores (ver Meech et al. (2016) ).

³ Me llamó la atención originalmente a través de una pregunta sobre Physics Stack Exchange de Kyle Oman.

Referencias

• Goldreich et al. (2004) (simulaciones tempranas de N-cuerpos)
• Krivova y Solanki et al. (2003) (simulaciones tempranas de N-cuerpos)
• Meech et al. (2016)
• Nesvorny & Morbidelli (2012) (resultados más recientes)