Modèle de Nice - Définition

Introduction

Le modèle de Nice est un scénario décrivant la formation et l'évolution du système solaire. Il est nommé ainsi car il fut initialement développé à l'observatoire de la Côte d'Azur, à Nice en France. Il propose que les planètes géantes aient migré depuis une configuration initiale compacte vers leurs positions actuelles, longtemps après la dissipation du disque de gaz protoplanétaire. En cela, ce scénario diffère des modèles plus anciens de formation du système solaire. Cette migration planétaire est utilisée dans les simulations dynamiques du système solaire pour expliquer les événements historiques tel que le grand bombardement tardif du système solaire interne, la formation du nuage de Oort, l'existence des populations de petits corps du système solaire incluant la ceinture de Kuiper, les astéroïdes troyens de Jupiter et de Neptune, et le nombre des objets en résonance transneptunienne dominés par Neptune. Il parvient à expliquer nombre des situations observées au sein du système solaire, et à ce titre, il est aujourd'hui largement accepté comme le modèle le plus réaliste connu, pour expliquer l'évolution du système solaire. Il n'est cependant pas universellement accepté au sein des planétologues. Il ne parvient notamment pas à expliquer complètement la formation du système de satellites extérieurs et la ceinture de Kuiper (voir ci-dessous).

Simulation montrant les planètes extérieures et la ceinture planétésimale : a) configuration initiale, avant que Jupiter et Saturne n'atteignent la résonance 2:1 b) Éparpillement des planétésimaux dans le système solaire interne après le changement de l'orbite de Neptune (bleu foncé) et d'Uranus (bleu clair). c) éjection de planétésimaux par les planètes

Description

Le cœur du modèle de Nice est un triplet d'articles publiés dans la revue scientifique généraliste Nature en 2005 par une collaboration internationale de scientifiques : Rodney Gomes (Rio de Janeiro, Brésil), Hal Levison (Boulder, Colorado), Alessandro Morbidelli (Nice, France) et Kleomenis Tsiganis (Thessaloniki, Grèce). Dans ces publications, les quatre auteurs proposent qu'après la dissipation du gaz et de la poussière du disque solaire primordial, les quatre géantes gazeuses (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune) étaient, à l'origine, placées sur des orbites quasi-circulaires à des distances d'environ 5.5 à 17 unité astronomique (UA), donc bien plus proches et plus compactes qu'à présent. Un disque dense et large de petits planétésimaux de roches et de glaces, représentant au total environ 35 masses terrestres, s'étendait de l'orbite de la plus lointaine géante jusqu'à quelques 35 UA.

Si l'on examine l'évolution de ce système planétaire on constate que les planétésimaux du bord intérieur du disque passent occasionnellement à proximité des géantes gazeuses, et leurs orbites en sont modifiées sous l'effet de l'assistance gravitationnelle. Les planètes intérieures se dispersent en échangeant leurs moments cinétiques avec la majorité des petits corps glacés qu'ils rencontrent, ce qui a pour conséquence d'éloigner les planètes vers l'extérieur pour préserver le moment angulaire global du système. Ces planétésimaux se dispersent de la même façon lors de leurs rencontres successives, se déplaçant progressivement des orbites de Saturne, Uranus et Neptune vers l'extérieur. Malgré le mouvement instantané, chaque échange du moment cinétique peut entraîner que, par accumulation, ces planétésimaux fassent migrer les orbites des planètes de façon significative. Ce processus se poursuit jusqu'à ce que les planétésimaux interagissent directement avec la plus massive et la plus intérieure des planètes géantes, Jupiter, dont l'immense gravité les envoie sur des orbites très elliptiques ou qu'il les éjectent même littéralement du système solaire. Ceci amène, en revanche, Jupiter à se déplacer légèrement vers l'intérieur.

Le faible taux de rencontre orbitale gouverne l'allure à laquelle les planétésimaux s'échappent du disque, et le taux de migration correspondant. Après plusieurs centaines de millions d'années d'une migration lente et graduelle, Jupiter et Saturne, les deux plus importantes planètes géantes, franchissent leur résonance orbitale 1:2. Cette résonance accroit leurs excentricités orbitales. Cela déstabilise entièrement le système planétaire. La disposition des planètes géantes se modifie alors rapidement et considérablement. Jupiter déplace Saturne jusqu'à sa position actuelle, et cette délocalisation cause des rencontres gravitationnelles mutuelles entre Saturne et les deux géantes de glaces, qui propulsent Neptune et Uranus sur des orbites bien plus excentriques. Ces géantes glacées creusent alors des sillons dans le disque externe, dispersant des dizaines de milliers de planétésimaux depuis leurs orbites jadis stables vers le système solaire extérieur. Cette perturbation disperse quasiment entièrement le disque primordial, le dépossédant de 99 % de sa masse, un scénario qui explique l'absence actuelle d'une dense population d'objets transneptuniens. Certains de ces planétésimaux sont jetés dans le système solaire interne, produisant un soudain afflux d'impacts sur les planètes telluriques : le grand bombardement tardif.

Finalement, les planètes géantes atteignent leurs orbites actuelles demi-grand axe, et les frictions dynamiques avec le reste du disque planétésimal réduisent leurs excentricités et rendent les orbites d'Uranus et de Neptune à nouveau circulaires.

Dans presque 50 % des modèles initiaux de Tsiganis et al. Neptune et Uranus échangent aussi leurs places après un milliard d'années (20 %). Toutefois, les résultats ne correspondent qu'à une répartition homogène de la masse dans le disque protoplanétaire, et correspondent à la masse des planètes, si l'échange a eu lieu.