Modelo de Nice: diferenças entre revisões
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O sucesso do modelo na reprodução de várias características observadas no Sistema Solar faz com que a teoria possua ampla aceitaçcão como o modelo mais realístico de formação do Sistema Solar.<ref name="Crida2009"/>
==Descrição==
[[File: Tsiganis2005-1.svg |300px|thumb|Exemplo de simulação do modelo de Nice, mostrando a evolução das órbitas dos planetas gigantes]]
A fundação original do modelo de Nice é um trio de artigos publicados na revista científica ''[[Nature]]'' em 2005 por uma colaboração internacional de cientistas: [[Rodney Gomes]], [[Harold F. Levison|Hal Levison]], [[Alessandro Morbidelli (astronomer)|Alessandro Morbidelli]], e [[Kleomenis Tsiganis]].<ref name="Gomes05" /><ref name="Tsiganis05">
{{cite journal
|last=Tsiganis |first=K.
|first2=R. |last2=Gomes
|first3=A. |last3=Morbidelli
|first4=H. |last4=F. Levison
|date=2005
|title=Origin of the orbital architecture of the giant planets of the Solar System
|journal=Nature
|volume=435 |issue=7041 |pages=459–461
|url= https://www-n.oca.eu/morby/papers/nature-papers-5-26-05.pdf
|doi=10.1038/nature03539
|pmid=15917800
|bibcode= 2005Natur.435..459T}}</ref><ref name="Morbidelli05">
{{cite journal
|last=Morbidelli |first=A.
|author2=Levison, H.F. |author3=Tsiganis, K. |author4= Gomes, R.
|date=2005
|title=Chaotic capture of Jupiter's Trojan asteroids in the early Solar System
|journal=Nature
|volume=435 |issue=7041 |pages=462–465
|oclc=112222497
|doi=10.1038/nature03540
|url=http://www.oca.eu/michel/PubliGroupe/MorbyNature2005.pdf
|archiveurl=https://web.archive.org/web/20140221023210/https://www-n.oca.eu/michel/PubliGroupe/MorbyNature2005.pdf
|archivedate=21 de fevereiro de 2014
|pmid=15917801
|bibcode= 2005Natur.435..462M}}</ref> Neles, os autores propuseram que após a dissipação do gás e poeira do Sistema Solar primordial, os quatro planetas gigantes ([[Júpiter (planeta)|Júpiter]], [[Saturno (planeta)|Saturno]], [[Urano (planeta)|Urano]] e [[Netuno (planeta)|Netuno]]) se encontravam em órbitas quase circulares entre aproximadamente 5,5 e 17 [[unidade astronômica|unidades astronômicas]] (UA) do Sol, muito mais próximos e compactos do que no presente. Depois da órbita do planeta mais externo, havia um grande e denso disco de [[planetesimal|planetesimais]] de rocha e gelo, totalizando cerca de 35 [[massa terrestre|massas terrestres]]. Os planetesimais na borda interna do disco ocasionalmente [[assistência gravitacional|interagiam gravitacionalmente]] com o planeta mais externo, sendo normalmente empurrados para perto do Sol, então por conservação de [[momento angular]] o planeta acaba se movendo para fora. Simulações numéricas mostram que os planetesimais acabaram aumentando as órbitas de Netuno, Urano e Saturno, mas o contrário aconteceu com Júpiter, que ejetou os planetesimais para fora e portanto o planeta se aproximou do Sol. Cada encontro individual muda a órbita do planeta por uma quantidade infinitesimal apenas, mas essas variações acumuladas por milhões de anos causam variações significativas ([[migração planetária]]).<ref name="Tsiganis05"/>
A velocidade de migração dos planetas é determinada pela taxa em que planetesimais são perdidos do disco. No modelo de Nice original, Júpiter e Saturno atingem uma [[Ressonância orbital|ressonância]] 1:2 após centenas de milhões de anos de migração lenta. Essa ressonância aumenta a [[excentricidade orbital]] dos dois planetas e gera uma instabilidade no Sistema Solar. A configuração dos planetas gigantes é alterada de forma rápida e drástica.<ref name="Geotimes05">
{{cite web
|title=Orbital shuffle for early solar system
|first=Kathryn
|last= Hansen
|publisher=Geotimes
|url=http://www.geotimes.org/june05/WebExtra060705.html
|date=7 de junho de 2005
|accessdate=2007-08-26}}
</ref> Júpiter empurra Saturno para sua posição atual, e essa mudança causa encontros gravitacionais entre Saturno e os dois gigantes de gelo, enviando Urano e Netuno para órbita muito mais excêntricas. Em 50% das simulações, Urano e Netuno trocam de posição. Os dois gigantes de gelo então varrem a região do disco de planetesimais, desestabilizando milhares de planetesimais de suas órbitas anteriormente estáveis no Sistema Solar externo. Essa perturbação destrói o disco primordial quase totalmente, removendo 99% de sua massa, o que explica a pequena população [[objeto transnetuniano|transnetuniana]] observada atualmente.<ref name="Tsiganis05"/> Alguns dos planetesimais são jogados para o Sistema Solar interno, produzindo um influxo súbito de impactos nos planetas terrestres—o [[intenso bombardeio tardio]].<ref name="Gomes05"/> Eventualmente, os planetas gigantes atingem seus [[semieixo maior|semieixos maiores]] atuais, e [[fricção dinâmica]] com os planetesimais restantes circulariza novamente as órbitas de Urano e Netuno.<ref name=Levinson2007>{{cite journal|first=Harold F. |last=Levison|title=Origin of the Structure of the Kuiper Belt during a Dynamical Instability in the Orbits of Uranus and Neptune|date=2007|journal=Icarus|volume=196 |issue=1 |pages=258–273|arxiv=0712.0553|bibcode=2008Icar..196..258L|doi=10.1016/j.icarus.2007.11.035|name-list-format=vanc|first2=Alessandro |last2=Morbidelli|first3=Christa |last3=Van Laerhoven|last4=Gomes|first4=Rodney S.|last5=Tsiganis|first5=Kleomenis}}</ref>
Modelos mais recentes são mais consistentes com uma instabilidade acontecendo logo no começo da formação do Sistema Solar, ao invés de centenas de milhões de anos depois.<ref name=Ribeiro2020>{{citar periódico|autor=Ribeiro de Sousa, Rafael ''et al''|titulo=Dynamical evidence for an early giant planet instability|jornal=Icarus|volume=339|numero=|paginas=|data=março de 2020|bibcode=2019arXiv191210879R|doi=10.1016/j.icarus.2019.113605|arxiv=1912.10879}}</ref>
{{Referências|col=2}}
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