mini|400px|Recreación artística de la formación de un planeta similar a Júpiter, a partir de una nube de gas y polvo.
El escenario de Júpiter saltador (nombre original en inglés: Jumping-Jupiter scenario) analiza la evolución de una migración planetaria a gran escala, descrita por el Modelo de Niza. Postula que un planeta gigante helado (Urano, Neptuno o un quinto planeta adicional con la misma masa que Neptuno) se desplazó hacia dentro del sistema solar atraído por Saturno y luego hacia el exterior arrastrado por Júpiter, causando la brusca (en términos cosmológicos) separación de sus órbitas.
Esta hipótesis fue propuesta por RamonBrasser, Alessandro Morbidelli, Rodney Gomes, Kleomenis Tsiganis y Harold Levison, tras observar que sus estudios revelaran que los modelos en los que se consideraba una suave migración divergente de Júpiter y Saturno daban como resultado un sistema solar significativamente diferente del sistema solar actual. El barrido de resonancias seculares a través del sistema solar interno durante una migración gradual podría incrementar la excentricidad orbital de los planetas terrestres más allá de los valores actuales y dejar un cinturón de asteroides con una proporción excesiva de objetos con inclinación orbital de alta a baja. La separación paso a paso de Júpiter y Saturno descrita en el escenario de Júpiter saltador puede permitir que estas resonancias se expandan rápidamente por el sistema solar interior sin alterar las órbitas excesivamente, aunque los planetas terrestres sigan siendo sensibles a su efecto. El escenario de Júpiter saltador también da lugar a una serie de otras diferencias con el modelo original de Niza. La fracción de impactadores lunares del núcleo del cinturón de asteroides durante el bombardeo intenso tardío se reduce significativamente, la mayoría de los asteroides troyanos de Júpiter se capturan durante los encuentros de Júpiter con el gigante de hielo, como satélites irregulares de Júpiter. La probabilidad de preservar cuatro planetas gigantes en órbitas parecidas a las actuales parece aumentar si el Sistema solar inicial contenía originalmente un quinto gigante helado adicional, que sería expulsado por Júpiter al espacio exterior. Sin embargo, sigue siendo un resultado atípico, como también lo es la preservación de las órbitas actuales de los planetas terrestres.
Antecedentes
Modelo de Niza original
En el Modelo de Niza original, un cruce de resonancias desemboca en una inestabilidad dinámica que altera rápidamente las órbitas de los planetas gigantes. El modelo original de Niza comienza con los planetas gigantes en una configuración compacta, con órbitas casi circulares. Inicialmente, las interacciones con los planetesimales que se originan en un disco externo impulsan una lenta migración divergente de los planetas gigantes. Esta migración planetesimal dirigida continúa hasta que Júpiter y Saturno acoplan sus órbitas en resonancia 2:1 mutuamente. El acoplamiento en resonancia incrementa las excentricidades de Júpiter y Saturno. A su vez, el incremento de las excentricidades crea perturbaciones en Urano y Neptuno, aumentando sus excentricidades hasta que el sistema se vuelve caótico y las órbitas comienzan a cruzarse. Los encuentros gravitacionales entre los planetas dispersarían a Urano y Neptuno en el disco planetesimal. El disco quedaría interrumpido, dispersando muchos de los planetesimales en órbitas cruzando las de los planetas. Se iniciría una fase rápida de migración divergente de los planetas gigantes y continuaría hasta que se agotase el disco. La fricción dinámica durante esta fase amortiguaría las excentricidades de Urano y Neptuno, estabilizando el sistema. En simulaciones numéricas del modelo original de Niza, las órbitas finales de los planetas gigantes son similares a las actuales del sistema solar.
Órbitas planetarias resonantes
Las versiones posteriores del modelo de Niza comienzan con los planetas gigantes en una serie de resonancias. Este cambio refleja algunos modelos hidrodinámicos del origen del sistema solar. En estos modelos, las interacciones entre los planetas gigantes y el disco de gas hacen que los planetas gigantes migren hacia la estrella central, en algunos casos convirtiéndose en objetos del tipo Júpiter caliente. Sin embargo, en un sistema de múltiples planetas, esta migración interna puede detenerse o revertirse si se produce una migración rápida del planeta más pequeño, capturado en una resonancia orbital externa. La hipótesis del gran viraje, que postula que la migración de Júpiter se invertiría a 1,5 UA tras la captura de Saturno en una resonancia, es un ejemplo de este tipo de evolución orbital. La resonancia en la que se capturaría Saturno, una resonancia 3:2 o 2:1, y la extensión de la migración hacia afuera (en su caso) depende de las propiedades físicas del disco de gas y de la cantidad de gas acumulado por los planetas. La captura de Urano y Neptuno en resonancias adicionales durante o después de esta migración hacia el exterior da como resultado un sistema cuádruple resonante, con varias combinaciones estables que han sido identificadas. Siguiendo la disipación del disco de gas, la resonancia cuádruple finalmente se rompe debido a las interacciones con planetesimales del disco externo. La evolución desde este punto se asemeja al modelo original de Niza con una inestabilidad que comienza poco después de que la resonancia cuádruple se rompe o después de un retraso durante el que la migración de planetesimales impulsa a los planetas a través de una resonancia diferente. Sin embargo, no hay un enfoque gradual para la resonancia 2:1, ya que Júpiter y Saturno comienzan en esta resonancia o la cruzan rápidamente durante la inestabilidad.
Escape tardío de la resonancia
La agitación del disco externo producida por planetesimales masivos podría desencadenar una inestabilidad tardía en un sistema planetario multirresonante. Como las excentricidades de los planetesimales son excitadas por encuentros gravitacionales con objetos con la masa de Plutón, se produce una migración hacia el interior de los planetas gigantes. La migración, que ocurre incluso si no hay encuentros entre planetesimales y planetas, es impulsada por un acoplamiento entre la excentricidad orbital promedio del disco planetesimal y los semiejes mayores de las órbitas de los planetas exteriores. Debido a que los planetas están bloqueados en resonancia, la migración también da como resultado un aumento en la excentricidad del gigante helado interno. La excentricidad aumentada cambia la frecuencia de la precesión del gigante de hielo interno, lo que lleva al cruce de resonancias seculares. La resonancia cuádruple de los planetas exteriores se puede romper durante uno de estos cruces de resonancia secular. Los encuentros gravitacionales comienzan poco después, debido a la gran proximidad de los planetas en la configuración previamente resonante. El momento de la inestabilidad causada por este mecanismo, que suele ocurrir varios cientos de millones de años después de la dispersión del disco de gas, es bastante independiente de la distancia entre el planeta exterior y el disco planetesimal. En combinación con las condiciones iniciales actualizadas, este mecanismo alternativo para desencadenar una inestabilidad tardía se ha denominado Modelo de Niza 2.
Encuentros planetarios con Júpiter
Los encuentros entre Júpiter y un gigante de hielo durante la migración de este último, son necesarios para reproducir el sistema solar actual. En una serie de tres artículos, Ramon Brasser, Alessandro Morbidelli, Rodney Gomes, Kleomenis Tsiganis y Harold Levison analizaron la evolución orbital del sistema solar durante la migración de planetas gigantes. El primer artículo demostró que los encuentros entre un gigante de hielo y al menos un gigante de gas eran necesarios para reproducir las oscilaciones de las excentricidades de los gigantes gaseosos. Los otros dos demostraron que si Júpiter y Saturno experimentaban una suave separación de sus órbitas impulsada por planetesimales, entonces los planetas terrestres tendrían órbitas que son demasiado excéntricas y muchos de los asteroides poseerían órbitas con grandes inclinaciones. Propusieron que el gigante de hielo se debió encontrar tanto con Júpiter como con Saturno, lo que provocó la rápida separación de sus órbitas, evitando así el barrido de resonancia secular responsable de la excitación de las órbitas en el sistema solar interior.
Incrementar las excentricidades orbitales de los planetas gigantes requiere encuentros entre ellos. Júpiter y Saturno poseen una modesta excentricidad, que oscila fuera de fase, con Júpiter alcanzando la máxima excentricidad cuando Saturno alcanza su mínimo y viceversa. Una migración suave de los planetas gigantes sin cruces en resonancia da como resultado excentricidades muy pequeñas. Los acoplamientos de resonancia excitan su excentricidsdes principales, con el acoplamiento en resonancia 2:1, reproduciendo la excentricidad actual de Júpiter, pero esta condición no genera las oscilaciones de sus excentricidades. La recreación de ambos requiere una combinación de cruces de resonancia y un encuentro entre Saturno y un gigante de hielo, o múltiples encuentros de un gigante helado con uno o ambos gigantes gaseosos.
Durante la suave migración de los planetas gigantes, la resonancia secular del quinto se expande por el sistema solar, excitando las excentricidades de los planetas terrestres. Cuando los planetas están en resonancia secular, las precesiones de sus órbitas se sincronizan, manteniendo sus orientaciones relativas y los momentos de giro medidos entre ellos tienden a fijarse. Los pares transfieren momento angular entre los planetas, causando cambios en sus excentricidades y, si las órbitas están inclinadas entre sí, sus inclinaciones. Si los planetas permanecen en resonancias seculares o cerca de ellas, estos cambios pueden acumularse y producir modificaciones significativas en la excentricidad y la inclinación. Durante un cruce de resonancia secular ν5, este hecho puede provocar la excitación de la excentricidad de los planetas terrestres, con la magnitud del aumento dependiendo de la excentricidad de Júpiter y el tiempo pasado en la resonancia secular. Para el Modelo de Niza original, el acoplamiento lento de Júpiter y Saturno en una resonancia 2:1 resulta en una interacción extendida de la resonancia secular ν5 con Marte, conduciendo su excentricidad a niveles que pueden desestabilizar el sistema solar interno, que potencialmente puede provocar colisiones entre planetas o la eyección de Marte. En versiones posteriores del modelo de Niza, la migración divergente de Júpiter y Saturno a través de (o desde) la resonancia 2:1 es más rápida y los cruces de resonancia ν5 cercanos de la Tierra y Marte son breves, evitando así la excitación excesiva de sus excentricidades en algunos casos. Venus y Mercurio, sin embargo, alcanzan excentricidades significativamente más altas que las observadas cuando la resonancia ν5 atraviesa más tarde sus órbitas.