Модель Ніцци () — одна з моделей динамічної еволюції Сонячної системи. Названа на честь французького міста Ніцца — місця розташування , де ця модель була розроблена створена у 2005 році.
Модель Ніцци передбачає міграцію планет-гігантів із початкової компактної конфігурації поблизу Сонця до їхніх нинішніх положень через тривалий час після розпаду початкового протопланетного диска. Цим вона відрізняється від попередніх моделей формування Сонячної системи. Ця міграція планет використовується в динамічному моделюванні Сонячної системи для пояснення історичних подій, зокрема таких:
пізнє важке бомбардування внутрішньої частини Сонячної системи; формування хмари Оорта; існування популяцій малих тіл Сонячної системи, як-от пояс Койпера, троянські астероїди Нептуна та Юпітера, а також численні резонансні транснептунові об'єкти, рух яких визначається Нептуном.
Опис Підґрунтям моделі Ніцци стали три статті, опубліковані міжнародною командою вчених у науковому журналі Nature у 2005 році. У них чотири автори припустили, що після розсіювання газу та пилу первісного диска Сонячної системи чотири планети-гіганти — Юпітер, Сатурн, Уран і Нептун — спочатку перебували на майже кругових орбітах на відстанях між 5,5 і 17 астрономічних одиниць (а. о.) від Сонця — тобто були розташовані набагато тісніше й компактніше, ніж нині. Великий щільний диск із невеликих кам'яних і крижаних планетезималей загальною масою близько 35 мас Землі простягався від орбіти зовнішньої планети-гіганта приблизно до 35 а. о.
Згідно з моделлю Ніцци, планетна система еволюціонувала так: планетезималі на внутрішньому краю диска час від часу зазнають гравітаційного впливу з боку найближчої планета-гіганти, через що їхні орбіти збурюються. Планета виштовхує більшість малих крижаних тіл, з якими стикається, на внутрішні орбіти. Це, своєю чергою, зміщує орбіту планети назовні, оскільки та набуває кутового моменту від розсіяних об'єктів.
Планетезималі, зміщуючись ближче до Сонця, послідовно зазнають гравітаційного впливу з боку Урана, Нептуна й Сатурна, віддаючи їм свою енергію і тим самим зсуваючи їх назовні. Незважаючи на те, що кожен обмін імпульсом призводить до дуже невеликого зміщення, сукупно ці зіткнення планетезималей призводять до значного зміщення (міграції) орбіт планет.
Цей процес триває, поки планетезималі не вступають у взаємодію із внутрішньою та наймасивнішою планетою-гігантом — Юпітером, чия величезна гравітація спотворює їхні орбіти на високоеліптичні або взагалі викидає їх із Сонячної системи. Юпітер, своєю чергою, змушений трохи зміщатися ближче до Сонця.
Низька частота орбітальних зіткнень визначає швидкість, з якою планетезималі полишають диск, і відповідну швидкість міграції. Після кількох сотень мільйонів років повільної поступової міграції Юпітер і Сатурн, дві планети-гіганти, найближчі до Сонця, входять у взаємний орбітальний резонанс зі співвідношенням 1:2. Через цей резонанс ексцентриситети їхніх орбіт збільшуються — тобто вони стають видовженішими. Це дестабілізує всю планетну систему.
Розташування планет-гігантів швидко й різко змінюється. Юпітер зміщує Сатурн у бік його нинішнього положення. Це переміщення спричинює взаємні гравітаційні зустрічі Сатурна з крижаними гігантами, Нептуном і Ураном, що, своєю чергою, перетворює їхні орбіти на набагато ексцентричніші.
Набувши видовжених орбіт, крижані гіганти вриваються в планетезимальний диск, зриваючи десятки тисяч планетезималей з їхніх стабільних орбіт у зовнішній частині Сонячної системи. Через це первісний диск, який із них складається, майже повністю розсіюється і втрачає 99 % своєї маси.
Цей сценарій пояснює відсутність щільного транснептунового населення, але були запропоновані й інші моделі, які теж пояснюють різке зменшення кількості астероїдів поза орбітою Сатурна, але не потребують міграції планет і хаотичних резонансів.
Розрахунки за моделлю Ніцци дуже чутливі до хаотичної взаємодії планет і астероїдів. Точність розрахунків, як відомо, погіршується внаслідок похибок обчислень, зокрема помилок округлення та дискретизації часу. Спочатку вважалося, що, згідно з передбаченнями моделі, деякі планетезималі будуть викинуті у внутрішню частину Сонячної системи, спричинивши різке збільшення їх зіткнень із планетами земної групи — так зване пізнє важке бомбардування (ПВБ). Однак нещодавно було продемонстровано, що параметри пізнього важкого бомбардування не узгоджуються з кількістю кратерів на Весті і механізмом їх та утворення, і що результати щодо Місяця можна пояснити статистичними відхиленнями у визначенні віку кратерів.
Модель Ніцци передбачає, що планети-гіганти врешті-решт досягають своїх останніх великих півосей орбіт, а динамічне тертя з рештками планетезимального диска згладжує їхні ексцентриситети та знову скгруглює орбіти Урана та Нептуна.
Приблизно у 50 % початкових моделей Циганіса (Tsiganis)https://www.researchgate.net/profile/Kleomenis-Tsiganis та його колег Нептун і Уран теж міняються місцями. Таку статистику, однак, не можна інтерпретувати як імовірність у динамічно хаотичній системі. Хоча той факт, що Уран і Нептун міняються місцями, узгоджувався з моделями їх утворення в диску, поверхнева щільність якого зменшувалася з відстанню від Сонця, немає переконливих доказів того, що маса планети повинна відповідати профілю щільності диска.
Особливості Сонячної системи Динамічні моделі Сонячної системи з різними початковими умовами, які відтворюють динаміку Сонячної системи впродовж усього часу її існування, дають різні розподіли малих тіл у Сонячній системі. Аби пояснити широке розмаїття сімейств об'єктів і їхні спостережувані кількості, необхідно опрацювати широкий діапазон початкових умов. Така розмаїтість початкових умов робить модель непрактичною та підозрілою, оскільки на практиці потрібна лише одна реалізація ранньої Сонячної системи, здатна пояснити існування всіх сімейств малих тіл у їхніх спостережуваних кількостях.
Довести правильність моделі еволюції ранньої Сонячної системи складно, оскільки еволюцію неможливо спостерігати безпосередньо. Однак про успішність будь-якої динамічної моделі можна судити, порівнюючи прогнози сімейств космічних тіл, отримані в результаті моделювання, з астрономічними спостереженнями цих сімейств.
На цей момент не існує задовільної комп'ютерної моделі, яка б пояснювала сучасну архітектуру Сонячної системи в усіх деталях.
Пізнє важке бомбардування Основним стимулом до розробки моделі Ніцци було пояснення пізнього важкого бомбардування (ПВБ) — сплеску кількості ударів астероїдів і утворення кратерів на поверхні Місяця та планетах земної групи, які сталися, як вважається, приблизно через 600 мільйонів років після формування Сонячної системи.
Утім, новіші дослідження віку місячних кратерів вказують не на раптове утворення багатьох кратерів, а радше на експоненційне зменшення кількості кратерів із часом. Сплеск може бути статистичним артефактом, за якого невизначеність віку кратера в поєднанні з даними щодо віку Місяця породжують очевидний пік у прогнозованому розподілі віку, який сприймається як ПВБ. Крім того, нещодавні вимірювання співвідношення ізотопів аргону-40 і аргону-39, здійснені лазерним абляційним мікрозондом на поверхні астероїда 4 Веста, значно суперечать гіпотезі про пізнє важке бомбардування.
Модель Ніцци пояснює ПВБ так. Коли в зовнішній диск втручаються Уран і Нептун, планетезималі, які складаються переважно з льоду, розкидуються по різних орбітах, зокрема по таких, які перетинають орбіти інших планет, через що різко зростає кількість ударів планетезималей по цих планетах. Міграція зовнішніх планет змінює також швидкість середнього руху об'єктів і ламає вікові резонанси, що встановилися у внутрішній частині Сонячної системи.
У поясі астероїдів вони змінюють ексцентриситети орбіт астероїдів, виштовхуючи їх на орбіти, які перетинаються з орбітами планет земної групи. Через це період зіткнення з кам'янистими об'єктами стає тривалішим та зникає приблизно 90 % їх маси.
Кількість планетезималей, які мали зіткнутися з Місяцем, узгоджується з даними щодо кратеризації, які випливають з ПВБ. Однак прогнозований орбітальний розподіл решти астероїдів не відповідає спостережуваному.
У зовнішній частині Сонячної системи вплив на супутники Юпітера достатній, щоб викликати диференціацію Ганімеда, але не недостатній — Каллісто. Вплив крижаних планетезималей на внутрішні супутники Сатурна є надмірним, що призводить до випаровування льоду, який входить до їх складу.
Небезпідставні сумніви щодо ПВБ як унікальної фази ранньої еволюції Сонячної системи викликають також сумніви щодо доречності всієї моделі Ніцци.
Троянські астероїди і пояс астероїдів Після того як Юпітер і Сатурн входять у резонанс 2:1, їхній спільний гравітаційний вплив дестабілізує коорбітальну область троянських астероїдів. Унаслідок цього групи астероїдів-троянців Юпітера і Нептуна, які перебували у точках Лагранжа L4 і L5 їхніх орбіт, полишають їх; натомість у цих зонах опиняються захопленими нові об'єкти із зовнішнього планетезимального диска. Об'єкти, які потрапили в коорбітальну область троянських астероїдів, зазнають лібрації і починають циклічно дрейфувати між точками L4 і L5.
Коли орбітальні періоди Юпітера й Сатурна наближаються до резонансу, але ще не увійшли в нього, те місце, у якому опиняється Юпітер, обганяючи Сатурн у своєму орбітальному русі, на кожному оберті повільно зміщується. Якщо швидкість цього зміщення потрапляє в резонанс із періодом лібрації троянців, то Юпітер здатен «розхитати» їх і викинути їх із цієї області. У таких умовах коорбітальна область троянських астероїдів є динамічно відкритою — тобто об'єкти можуть як входити, так і виходити з неї. Астероїди-троянці, які перебували в цій області раніше, полишають її, а замість них у ній тимчасово опиняються численні об'єкти зі зруйнованого планетезимального диска.
Пізніше, коли відстань між орбітами Юпітера та Сатурна збільшується, область астероїдів-троянців стає динамічно закритою, і планетезималі, які опинилися в ній на той час, виявляються захопленими. Багато з них залишаються там і понині.
«Полонені» астероїди-троянці внаслідок їхніх неодноразових зустрічей із планетами-гігантами мають широкий спектр нахилів орбіт; пояснити цей факт раніше не вдавалося. Кути лібрації та ексцентриситети орбіт у моделі також відповідають спостережуваним орбітам троянців Юпітера. Цей механізм, передбачуваний у моделі Ніцци, аналогічним чином породжує троянців Нептуна.
Велика кількість планетезималей також мала б увійти в орбітальні резонанси з Юпітером, коли той мігрував на нижчу орбіту. Ті, що залишилися в резонансі 3:2 з Юпітером, утворюють сімейство Гільди. Ексцентриситети орбіт інших об'єктів зменшувалися, коли вони перебували в резонансі, а коли орбіта Юпітера зміщувалася всередину, вони почали виходити на стабільні орбіти в зовнішньому поясі астероїдів на відстані більш як 2,6 а. о. від Сонця.
Після цього захоплені об'єкти в резонанс мали подрібнюватися внаслідок зіткнень, розпадаючись на дедалі дрібніші фрагменти. Затим ці дрібні фрагменти під дією ефекту Ярковського виштовхувалися на орбіти з нестабільними резонансами, в під дією ефекту Пойнтінга — Робертсона дрейфували ближче до Сонця. Ці процеси були здатні б видалити понад 90 % вихідної маси поясу астероїдів.
Частотний розподіл розмірів цієї змодельованої популяції після цього подрібнення чудово узгоджується зі спостереженнями. Це узгодження свідчить про те, що юпітеріанські троянці, астероїди сімейства Гільди та спектральні астероїди типу D, а також деякі об'єкти зовнішнього поясу астероїдів є рештками планетезималей процесу захоплення в резонанси та подрібнення.
Об'єктом поясу Койпера, який був захоплений під час цього процесу, може бути карликова планета Церера. Кілька нещодавно відкритих астероїдів типу D мають великі півосі менше 2,5 а. о. — ближче, ніж ті, які випливають із вихідної моделі Ніцци.
Супутники зовнішніх планет Сонячної системи