El Modelo de Niza: Hacia una Explicación del Intenso Bombardeo Tardío

Una Reorganización Dinámica del Sistema Solar

A principios del siglo XXI, un grupo de astrofísicos del Observatorio de la Costa Azul en Niza propuso un escenario revolucionario para explicar la distribución actual de los planetas, la estructura del cinturón de asteroides y el origen del intenso bombardeo tardío (LHB): el modelo de Niza.

Este modelo postula que después de la disipación del disco de gas protosolar, los planetas gigantes (Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno) migraron debido a interacciones gravitacionales con una vasta población de pequeños cuerpos helados, inicialmente confinados más allá de la órbita de Neptuno.

La Configuración Inicial de los Planetas Gigantes

Una arquitectura más compacta del sistema solar

En la versión inicial del modelo de Niza, los planetas gigantes no ocupaban las posiciones que tienen hoy. Estaban más cerca unos de otros, formando una estructura compacta y casi circular. Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno evolucionaron en órbitas ligeramente excéntricas, con radios orbitales respectivos de aproximadamente 5,5 UA, 8 UA, 11 UA y 14 UA del Sol. Este sistema era inicialmente estable, sin interacciones cruzadas mayores.

Un disco de planetesimales más allá de Neptuno

En esa época, un disco masivo de pequeños cuerpos (planetesimales helados) se extendía más allá de la órbita de Neptuno, entre 15 y 35 unidades astronómicas. Este disco contenía hasta 30 masas terrestres de material, representando una fuente dinámica mayor para interactuar gravitacionalmente con los planetas exteriores.

Un sistema en equilibrio precario

Aunque aparentemente estable, esta configuración contenía los gérmenes de una inestabilidad. Las interacciones gravitacionales lentas pero continuas entre los planetas y los planetesimales modificaban gradualmente los parámetros orbitales de los planetas. Cuando Júpiter y Saturno se acercaron a una resonancia orbital (2:1), una reorganización brusca comenzó, iniciando la migración planetaria y los eventos que seguirían. Este lento acoplamiento orbital llevaría a un cambio dinámico brusco: la inestabilidad planetaria desencadenada por una resonancia mutua.

Esta fase inicial, que precede al trastorno orbital, es crucial para entender los eventos posteriores: migración planetaria, difusión de pequeños cuerpos y el intenso bombardeo tardío.

Evolución de las órbitas de los planetas gigantes en el modelo de Niza

Inestabilidad Dinámica y Resonancias

Cuando Júpiter y Saturno alcanzan una resonancia orbital 2:1 (la relación de sus períodos se vuelve 2 a 1), se desencadena una inestabilidad gravitacional mayor. Esta configuración perturba fuertemente las órbitas de Urano y Neptuno, que son entonces proyectados hacia el exterior. Atraviesan el cinturón de planetesimales, causando la dispersión de miles de millones de objetos helados en todo el Sistema Solar interno y externo.

El Intenso Bombardeo Tardío (LHB)

Este desplazamiento brusco habría llevado a un período de colisiones masivas en los planetas terrestres, en particular la Luna, Marte y la Tierra, aproximadamente 700 millones de años después de la formación del Sistema Solar. Esta fase, identificada a través de la datación radiométrica de las rocas lunares traídas por las misiones Apolo, es conocida como el intenso bombardeo tardío, fechado alrededor de 3.9 mil millones de años.

Está notablemente correlacionada con la creación de muchas cuencas de impacto lunar como Imbrium u Orientale. Este fenómeno también podría haber contribuido a la entrega tardía de agua y materia orgánica a la Tierra.

Extensiones y Validaciones del Modelo

Desde su formulación inicial en 2005, el modelo de Niza ha sido refinado (Niza II, Niza III) para integrar efectos como la fricción gravitacional del disco de gas residual, las interacciones entre planetesimales masivos, o la hipótesis de un quinto planeta gigante eyectado.

Las simulaciones numéricas, correlacionadas con las observaciones de objetos transneptunianos (TNOs), confirman la eficacia del modelo para explicar las órbitas excéntricas e inclinadas de muchos pequeños planetas, como Sedna o Eris.

Tabla comparativa de las consecuencias dinámicas

Referencias: Morbidelli et al., Nature, 2005, Levison et al., Icarus, 2008, Tera et al., Science, 1974, Nesvorný, ApJ, 2011.