Modèle de Nice - Définition

Principaux traits du système solaire

Pour étudier l'évolution du système solaire, des simulations numériques ont donc été effectuées. Selon les conditions initiales programmées, les simulations dynamiques ont établi la formation de populations d'objets épars ayant des caractéristiques différentes. En étudiant les différentes configurations initiales possibles les astrophysiciens observent d'importantes variations dans la taille des populations, et les propriétés orbitales de leurs membres. Prouver un modèle d'évolution du début du système solaire est ardu, puisque cette évolution ne peut être directement observée. Néanmoins, le succès de tout modèle dynamique peut être jugé en comparant les prévisions de population à partir des simulations aux observations astronomiques de ces populations. À l'heure actuelle, les modèles informatiques du système solaire, qui sont configurés avec les conditions initiales du scénario de Nice correspondent le mieux à de nombreux aspects du système solaire observé.

Le bombardement tardif

La liste et les caractéristiques des cratères de la Lune et de notre Terre sont l'un des témoignages forts qui attestent du Grand bombardement tardif : une intensification du nombre d'impacteurs, environ 600 millions d'années après la formation du système solaire. Le nombre de planétésimaux qui auraient atteint la Lune selon le modèle de Nice est cohérent avec la liste et la chronologie des cratères d'impacts observés sur la Lune pendant le grand bombardement tardif.

Corps troyens et astéroïdes de la ceinture principale

Durant la période, des perturbations orbitales qui ont suivi la période de résonance 2:1 entre Jupiter et Saturne, combinées aux influences gravitationnelles des géantes qui migraient auraient rapidement déstabilisé tous groupes troyens pré-existants sur les points de Lagrange L₄ et L₅ de Jupiter et de Neptune. Durant cette période également, la région co-orbitale troyenne est dite « dynamiquement ouverte ». Selon le modèle de Nice, les planétésimaux quittant le disque perturbé croisent cette région en grands nombres, pour l'occuper temporairement. À la fin de la période d'instabilité orbitale, la région Troyenne est "dynamiquement fermée", elle capture alors les planétésimaux qui y sont présents. Les populations troyennes actuelles ont été acquises parmi ces planétésimaux dispersés de la ceinture primordiale. La population simulée a le même angle de libération, la même excentricité et les larges inclinaisons orbitales que les astéroïdes troyens de Jupiter. Leurs inclinaisons n'avaient jusqu'alors jamais été expliquées.

Ce mécanisme génère de la même façon les astéroïdes troyens de Neptune.

Un grand nombre de planétésimaux auraient également été capturés dans la partie extérieure de la ceinture principale, à une distance supérieure à 2,6 UA, et dans la région de la Famille Hilda. Ces objets capturés auraient alors subi une érosion induite par des collisions, engendrant le broyage de la population en plus petits fragments qui auraient pu ensuite être déplacés par l'action du vent solaire et de l'effet YORP, éliminant plus de 90 % d'entre eux (Bottke et al). La taille et la fréquence de distribution des populations établies par simulation suite à l'érosion concordent parfaitement avec les observations astronomiques. Cela suggère que les Troyens Joviens, Hildas et quelques-uns de la ceinture extérieure principale, tous les Astéroïdes de type D, sont les planétésimaux restant de cette capture et du processus d'érosion, et peut-être même la planète naine Cérès.

Satellites du système extérieur

Toutes les populations originaires des satellites irréguliers capturées par des mécanismes traditionnels, trainées ou poussées depuis les disques d'accrétion, auraient été perdues lors de l'interaction des planètes pendant la période d'instabilité du système planétaire. Dans le modèle de Nice, un grand nombre de planétésimaux interagissent avec les planètes extérieures à cette époque, et certains sont capturés aux cours d'interactions avec les planètes. La probabilité pour chaque planétésimal d'être capturé par un géant de glace est relativement élevée, quelques 10⁻⁷. Ces nouveaux satellites pourraient être captés selon n'importe quel angle ou presque, donc, contrairement aux satellites réguliers de Saturne, Uranus et Neptune, ils ne sont pas nécessairement sur l'orbite équatoriale des planètes. L'orbite de Triton, la plus grande lune de Neptune, peut être expliquée par une capture impliquant une interaction à trois corps, perturbant un planétoïde binaire, dont Triton était le membre le moins massif (Cuk & Gladman 2005). Néanmoins, ces perturbations binaires ne seraient pas à l'origine, en général, d'un grand nombre de petits satellites irréguliers. En effet certains satellites irréguliers pourraient avoir été échangés entre les planètes.

Les irrégularités orbitales obtenues correspondent bien avec celles des populations observées, au regard de leurs demi-grands axes, de leurs inclinaisons et de leurs excentricités, mais pas au regard de la distribution de leur taille. Les collisions subséquentes entre ces différents satellites capturés pourraient avoir créé les supposées familles d'impactés qui sont observées aujourd'hui. Ces collisions sont également nécessaires pour expliquer l'érosion et la distribution des tailles actuelles de la population.

Il n'y aurait pas eu assez d'interactions avec Jupiter dans les simulations réalisées pour expliquer le cortège des satellites irréguliers de Jupiter. Cela suggère, soit qu'il y ait eu un second mécanisme concernant cette planète, soit que les paramètres du modèle de Nice nécessitent d'être révisés.

Formation de la ceinture de Kuiper

La migration des planètes extérieures est également nécessaire pour rendre compte de l'existence et des propriétés des régions les plus éloignées du système solaire À l'origine, la ceinture de Kuiper était bien plus dense et proche du soleil, avec une périphérie située approximativement à 30 AU. Sa bordure intérieure débutait probablement juste au delà de l'orbite Uranus et de Neptune, qui étaient alors bien plus proches du soleil (le plus vraisemblablement entre 15 et 20 AU), et sur des orbites plus ou moins diamétralement opposées, Uranus étant alors plus éloignée du soleil que Neptune

Quelques-uns des objets épars, notamment Pluton, deviennent alors gravitationnellement liés à l'orbite de Neptune, contraints à une résonance orbitale. Le modèle de Nice explique de manière privilégiée la place actuelle de la ceinture de Kuiper en résonance orbitale avec Neptune, particulièrement la résonance 2:5. Au moment où Neptune migre vers l'extérieur, elle s'approche d'objets de la proto-ceinture de Kuiper, capturant certains d'entre eux dans différentes résonances et en envoyant d'autres sur des orbites chaotiques. On soupçonne que les objets épars ont été placés sur leurs positions actuelles par des interactions avec des résonances temporaires lors de la migration de Neptune.

Cependant, le modèle de Nice ne parvient toujours pas à rendre compte de bon nombre des caractéristiques de cette distribution. Il peut rendre compte des populations chaudes (populations des objets placés sur des orbites fortement inclinées) de la ceinture de Kuiper, mais pas de la faible inclinaison des population froides.

Les deux populations ne possèdent pas seulement des orbites différentes, mais des compositions différentes, la population froide est nettement plus rouge que la chaude, ce qui suggère qu'elle a été formée dans une région différente. La population chaude est censée s'être formée près de Jupiter, et s'être fait éjecter par les mouvements entre les géantes gazeuses. La population froide, elle, est supposée s'être formée plus ou moins autour de sa position actuelle, même si elle peut avoir également été par la suite balayée vers l'extérieur par Neptune au cours de sa migration. Citant l'un des articles scientifiques, « les problèmes continuent de défier les techniques analytiques et la simulation informatique par des matériels et des logiciels plus performants ».

Disque épars et Nuage d'Oort

Les corps dispersés par Jupiter sur des orbites très elliptiques expliqueraient la formation du nuage de Oort ; et les corps dispersés sur des orbites moins elliptiques par la migration de Neptune auraient selon ce modèle formait la ceinture de Kuiper actuelle en dispersant le disque.