b'\n_START_ARTICLE_\nEscenario de J\xc3\xbapiter saltador\n_START_PARAGRAPH_\nEl escenario de J\xc3\xbapiter saltador (nombre original en ingl\xc3\xa9s: Jumping-Jupiter scenario) analiza la evoluci\xc3\xb3n de una migraci\xc3\xb3n 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 desplaz\xc3\xb3 hacia dentro del sistema solar atra\xc3\xaddo por Saturno y luego hacia el exterior arrastrado por J\xc3\xbapiter, causando la brusca (en t\xc3\xa9rminos cosmol\xc3\xb3gicos) separaci\xc3\xb3n de sus \xc3\xb3rbitas.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Esta hip\xc3\xb3tesis fue propuesta por Ramon Brasser, 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 migraci\xc3\xb3n divergente de J\xc3\xbapiter y Saturno daban como resultado un sistema solar significativamente diferente del sistema solar actual.\xe2\x80\x8b El barrido de resonancias seculares a trav\xc3\xa9s del sistema solar interno durante una migraci\xc3\xb3n gradual podr\xc3\xada incrementar la excentricidad orbital de los planetas terrestres m\xc3\xa1s all\xc3\xa1 de los valores actuales\xe2\x80\x8b y dejar un cintur\xc3\xb3n de asteroides con una proporci\xc3\xb3n excesiva de objetos con inclinaci\xc3\xb3n orbital de alta a baja.\xe2\x80\x8b La separaci\xc3\xb3n paso a paso de J\xc3\xbapiter y Saturno descrita en el escenario de J\xc3\xbapiter saltador puede permitir que estas resonancias se expandan r\xc3\xa1pidamente por el Sistema Solar interior sin alterar las \xc3\xb3rbitas excesivamente,\xe2\x80\x8b aunque los planetas terrestres sigan siendo sensibles a su efecto.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b El escenario de J\xc3\xbapiter saltador tambi\xc3\xa9n da lugar a una serie de otras diferencias con el modelo original de Niza. La fracci\xc3\xb3n de impactadores lunares del n\xc3\xbacleo del cintur\xc3\xb3n de asteroides durante el bombardeo intenso tard\xc3\xado se reduce significativamente,\xe2\x80\x8b la mayor\xc3\xada de los asteroides troyanos de J\xc3\xbapiter se capturan durante los encuentros de J\xc3\xbapiter con el gigante de hielo,\xe2\x80\x8b como sat\xc3\xa9lites irregulares\xe2\x80\x8b de J\xc3\xbapiter. La probabilidad de preservar cuatro planetas gigantes en \xc3\xb3rbitas parecidas a las actuales parece aumentar si el Sistema solar inicial conten\xc3\xada originalmente un quinto gigante helado adicional, que ser\xc3\xada expulsado por J\xc3\xbapiter al espacio exterior.\xe2\x80\x8b Sin embargo, sigue siendo un resultado at\xc3\xadpico,\xe2\x80\x8b como tambi\xc3\xa9n lo es la preservaci\xc3\xb3n de las \xc3\xb3rbitas actuales de los planetas terrestres.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nModelo de Niza original\n_START_PARAGRAPH_\nEn el Modelo de Niza original, un cruce de resonancias desemboca en una inestabilidad din\xc3\xa1mica que altera r\xc3\xa1pidamente las \xc3\xb3rbitas de los planetas gigantes. El modelo original de Niza comienza con los planetas gigantes en una configuraci\xc3\xb3n compacta, con \xc3\xb3rbitas casi circulares. Inicialmente, las interacciones con los planetesimales que se originan en un disco externo impulsan una lenta migraci\xc3\xb3n divergente de los planetas gigantes. Esta migraci\xc3\xb3n planetesimal dirigida contin\xc3\xbaa hasta que J\xc3\xbapiter y Saturno acoplan sus \xc3\xb3rbitas en resonancia 2:1 mutuamente. El acoplamiento en resonancia incrementa las excentricidades de J\xc3\xbapiter 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 ca\xc3\xb3tico y las \xc3\xb3rbitas comienzan a cruzarse. Los encuentros gravitacionales entre los planetas dispersar\xc3\xadan a Urano y Neptuno en el disco planetesimal. El disco quedar\xc3\xada interrumpido, dispersando muchos de los planetesimales en \xc3\xb3rbitas cruzando las de los planetas. Se inicir\xc3\xada una fase r\xc3\xa1pida de migraci\xc3\xb3n divergente de los planetas gigantes y continuar\xc3\xada hasta que se agotase el disco. La fricci\xc3\xb3n din\xc3\xa1mica durante esta fase amortiguar\xc3\xada las excentricidades de Urano y Neptuno, estabilizando el sistema. En simulaciones num\xc3\xa9ricas del modelo original de Niza, las \xc3\xb3rbitas finales de los planetas gigantes son similares a las actuales del sistema solar.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\n\xc3\x93rbitas planetarias resonantes\n_START_PARAGRAPH_\nLas versiones posteriores del modelo de Niza comienzan con los planetas gigantes en una serie de resonancias. Este cambio refleja algunos modelos hidrodin\xc3\xa1micos 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 convirti\xc3\xa9ndose en objetos del tipo J\xc3\xbapiter caliente.\xe2\x80\x8b. Sin embargo, en un sistema de m\xc3\xbaltiples planetas, esta migraci\xc3\xb3n interna puede detenerse o revertirse si se produce una migraci\xc3\xb3n r\xc3\xa1pida del planeta m\xc3\xa1s peque\xc3\xb1o, capturado en una resonancia orbital externa.\xe2\x80\x8b La hip\xc3\xb3tesis del gran viraje, que postula que la migraci\xc3\xb3n de J\xc3\xbapiter se invertir\xc3\xada a 1,5 UA tras la captura de Saturno en una resonancia, es un ejemplo de este tipo de evoluci\xc3\xb3n orbital.\xe2\x80\x8b La resonancia en la que se capturar\xc3\xada Saturno, una resonancia 3:2 o 2:1,\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b y la extensi\xc3\xb3n de la migraci\xc3\xb3n hacia afuera (en su caso) depende de las propiedades f\xc3\xadsicas del disco de gas y de la cantidad de gas acumulado por los planetas.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b La captura de Urano y Neptuno en resonancias adicionales durante o despu\xc3\xa9s de esta migraci\xc3\xb3n hacia el exterior da como resultado un sistema cu\xc3\xa1druple resonante,\xe2\x80\x8b con varias combinaciones estables que han sido identificadas.\xe2\x80\x8b Siguiendo la disipaci\xc3\xb3n del disco de gas, la resonancia cu\xc3\xa1druple finalmente se rompe debido a las interacciones con planetesimales del disco externo.\xe2\x80\x8b La evoluci\xc3\xb3n desde este punto se asemeja al modelo original de Niza con una inestabilidad que comienza poco despu\xc3\xa9s de que la resonancia cu\xc3\xa1druple se rompe\xe2\x80\x8b o despu\xc3\xa9s de un retraso durante el que la migraci\xc3\xb3n de planetesimales impulsa a los planetas a trav\xc3\xa9s de una resonancia diferente.\xe2\x80\x8b Sin embargo, no hay un enfoque gradual para la resonancia 2:1, ya que J\xc3\xbapiter y Saturno comienzan en esta resonancia\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b o la cruzan r\xc3\xa1pidamente durante la inestabilidad.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nEscape tard\xc3\xado de la resonancia\n_START_PARAGRAPH_\nLa agitaci\xc3\xb3n del disco externo producida por planetesimales masivos podr\xc3\xada desencadenar una inestabilidad tard\xc3\xada en un sistema planetario multirresonante. Como las excentricidades de los planetesimales son excitadas por encuentros gravitacionales con objetos con la masa de Plut\xc3\xb3n, se produce una migraci\xc3\xb3n hacia el interior de los planetas gigantes. La migraci\xc3\xb3n, 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 \xc3\xb3rbitas de los planetas exteriores. Debido a que los planetas est\xc3\xa1n bloqueados en resonancia, la migraci\xc3\xb3n tambi\xc3\xa9n da como resultado un aumento en la excentricidad del gigante helado interno. La excentricidad aumentada cambia la frecuencia de la precesi\xc3\xb3n del gigante de hielo interno, lo que lleva al cruce de resonancias seculares. La resonancia cu\xc3\xa1druple de los planetas exteriores se puede romper durante uno de estos cruces de resonancia secular. Los encuentros gravitacionales comienzan poco despu\xc3\xa9s, debido a la gran proximidad de los planetas en la configuraci\xc3\xb3n previamente resonante. El momento de la inestabilidad causada por este mecanismo, que suele ocurrir varios cientos de millones de a\xc3\xb1os despu\xc3\xa9s de la dispersi\xc3\xb3n del disco de gas, es bastante independiente de la distancia entre el planeta exterior y el disco planetesimal. En combinaci\xc3\xb3n con las condiciones iniciales actualizadas, este mecanismo alternativo para desencadenar una inestabilidad tard\xc3\xada se ha denominado Modelo de Niza 2.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nEncuentros planetarios con J\xc3\xbapiter\n_START_PARAGRAPH_\nLos encuentros entre J\xc3\xbapiter y un gigante de hielo durante la migraci\xc3\xb3n de este \xc3\xbaltimo, son necesarios para reproducir el Sistema Solar actual. En una serie de tres art\xc3\xadculos, Ramon Brasser, Alessandro Morbidelli, Rodney Gomes, Kleomenis Tsiganis y Harold Levison analizaron la evoluci\xc3\xb3n orbital del Sistema Solar durante la migraci\xc3\xb3n de planetas gigantes. El primer art\xc3\xadculo demostr\xc3\xb3 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.\xe2\x80\x8b Los otros dos demostraron que si J\xc3\xbapiter y Saturno experimentaban una suave separaci\xc3\xb3n de sus \xc3\xb3rbitas impulsada por planetesimales, entonces los planetas terrestres tendr\xc3\xadan \xc3\xb3rbitas que son demasiado exc\xc3\xa9ntricas y muchos de los asteroides poseer\xc3\xadan \xc3\xb3rbitas con grandes inclinaciones. Propusieron que el gigante de hielo se debi\xc3\xb3 encontrar tanto con J\xc3\xbapiter como con Saturno, lo que provoc\xc3\xb3 la r\xc3\xa1pida separaci\xc3\xb3n de sus \xc3\xb3rbitas, evitando as\xc3\xad el barrido de resonancia secular responsable de la excitaci\xc3\xb3n de las \xc3\xb3rbitas en el Sistema Solar interior.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Incrementar las excentricidades orbitales de los planetas gigantes requiere encuentros entre ellos. J\xc3\xbapiter y Saturno poseen una modesta excentricidad, que oscila fuera de fase, con J\xc3\xbapiter alcanzando la m\xc3\xa1xima excentricidad cuando Saturno alcanza su m\xc3\xadnimo y viceversa. Una migraci\xc3\xb3n suave de los planetas gigantes sin cruces en resonancia da como resultado excentricidades muy peque\xc3\xb1as. Los acoplamientos de resonancia excitan su excentricidsdes principales, con el acoplamiento en resonancia 2:1, reproduciendo la excentricidad actual de J\xc3\xbapiter, pero esta condici\xc3\xb3n no genera las oscilaciones de sus excentricidades. La recreaci\xc3\xb3n de ambos requiere una combinaci\xc3\xb3n de cruces de resonancia y un encuentro entre Saturno y un gigante de hielo, o m\xc3\xbaltiples encuentros de un gigante helado con uno o ambos gigantes gaseosos.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Durante la suave migraci\xc3\xb3n 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 est\xc3\xa1n en resonancia secular, las precesiones de sus \xc3\xb3rbitas 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 \xc3\xb3rbitas est\xc3\xa1n inclinadas entre s\xc3\xad, 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 inclinaci\xc3\xb3n.\xe2\x80\x8b Durante un cruce de resonancia secular \xce\xbd5, este hecho puede provocar la excitaci\xc3\xb3n de la excentricidad de los planetas terrestres, con la magnitud del aumento dependiendo de la excentricidad de J\xc3\xbapiter y el tiempo pasado en la resonancia secular.\xe2\x80\x8b Para el Modelo de Niza original, el acoplamiento lento de J\xc3\xbapiter y Saturno en una resonancia 2:1 resulta en una interacci\xc3\xb3n extendida de la resonancia secular \xce\xbd5 con Marte, conduciendo su excentricidad a niveles que pueden desestabilizar el sistema solar interno, que potencialmente puede provocar colisiones entre planetas o la eyecci\xc3\xb3n de Marte.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b En versiones posteriores del modelo de Niza, la migraci\xc3\xb3n divergente de J\xc3\xbapiter y Saturno a trav\xc3\xa9s de (o desde) la resonancia 2:1 es m\xc3\xa1s r\xc3\xa1pida y los cruces de resonancia \xce\xbd5 cercanos de la Tierra y Marte son breves, evitando as\xc3\xad la excitaci\xc3\xb3n excesiva de sus excentricidades en algunos casos. Venus y Mercurio, sin embargo, alcanzan excentricidades significativamente m\xc3\xa1s altas que las observadas cuando la resonancia \xce\xbd5 atraviesa m\xc3\xa1s tarde sus \xc3\xb3rbitas.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Una migraci\xc3\xb3n suave de los planetas gigantes impulsada por planetesimales tambi\xc3\xa9n da como resultado una distribuci\xc3\xb3n orbital del cintur\xc3\xb3n de asteroides diferente a la del cintur\xc3\xb3n de asteroides actual. A medida que barre el cintur\xc3\xb3n de asteroides, la resonancia secular \xce\xbd16 excita las inclinaciones de los asteroides. Le sigue la resonancia secular \xce\xbd6 que excita las excentricidades de los asteroides de inclinaci\xc3\xb3n orbital baja.\xe2\x80\x8b Si el barrido de resonancia secular se produce durante una migraci\xc3\xb3n impulsada por planetesimales, que tiene una escala de tiempo de 5 millones de a\xc3\xb1os o m\xc3\xa1s, el cintur\xc3\xb3n de asteroides restante queda con una fracci\xc3\xb3n significativa de asteroides con inclinaciones superiores a 20\xc2\xb0, que son relativamente raras en el cintur\xc3\xb3n de asteroides actual.\xe2\x80\x8b La interacci\xc3\xb3n de la resonancia secular \xce\xbd6 con la resonancia de movimiento medio 3:1 tambi\xc3\xa9n deja un grupo prominente en el semieje mayor, distribuci\xc3\xb3n que no se observa.\xe2\x80\x8b El barrido de resonancia secular tambi\xc3\xa9n dejar\xc3\xada demasiados asteroides de gran inclinaci\xc3\xb3n si la migraci\xc3\xb3n del planeta gigante ocurriera temprano, con todos los asteroides inicialmente en baja excentricidad e inclinaci\xc3\xb3n orbitales,\xe2\x80\x8b y tambi\xc3\xa9n si las \xc3\xb3rbitas de los asteroides fueran excitadas por el paso de J\xc3\xbapiter durante el Gran Viraje.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Los encuentros entre un gigante de hielo y los dos planetas gaseosos, J\xc3\xbapiter y Saturno, aceleran la separaci\xc3\xb3n de sus \xc3\xb3rbitas, lo que limita los efectos de la resonancia secular en las \xc3\xb3rbitas de los planetas terrestres y los asteroides. Para evitar la excitaci\xc3\xb3n de las \xc3\xb3rbitas de los planetas y asteroides terrestres, las resonancias seculares deben propagarse r\xc3\xa1pidamente a trav\xc3\xa9s del sistema solar interior. La peque\xc3\xb1a excentricidad de Venus indica que esto ocurri\xc3\xb3 en un per\xc3\xadodo de tiempo de menos de 150.000 a\xc3\xb1os, mucho m\xc3\xa1s corto que en una migraci\xc3\xb3n impulsada por planetesimales.\xe2\x80\x8b El barrido de resonancia secular se puede evitar en gran medida, sin embargo, si la separaci\xc3\xb3n de J\xc3\xbapiter y Saturno fue impulsada por la gravedad en los encuentros con un gigante de hielo. Estos encuentros deben conducir r\xc3\xa1pidamente a la relaci\xc3\xb3n del per\xc3\xadodo de J\xc3\xbapiter y Saturno desde menos de 2:1 hasta m\xc3\xa1s all\xc3\xa1 de 2:3, el rango donde ocurren los cruces de resonancia secular. Esta evoluci\xc3\xb3n de las \xc3\xb3rbitas de los planetas gigantes ha sido llamada escenario de J\xc3\xbapiter saltador, despu\xc3\xa9s de un proceso similar propuesto para explicar las \xc3\xb3rbitas exc\xc3\xa9ntricas de algunos exoplanetas.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nDescripci\xc3\xb3n\n_START_PARAGRAPH_\nEl escenario de J\xc3\xbapiter saltador reemplaza la suave separaci\xc3\xb3n de J\xc3\xbapiter y Saturno con una serie de saltos, evitando as\xc3\xad el barrido de las resonancias seculares a trav\xc3\xa9s del sistema solar interno a medida que su \xc3\xadndice de periodicidad pasa de 2:1 a 2:3.\xe2\x80\x8b En este escenario, un gigante de hielo ser\xc3\xada dispersado hacia adentro por Saturno en una \xc3\xb3rbita cruzada con la de J\xc3\xbapiter y luego arrastrado hacia afuera por J\xc3\xbapiter.\xe2\x80\x8b El semieje mayor de la \xc3\xb3rbita de Saturno aumenta en el primer encuentro gravitatorio y el de J\xc3\xbapiter se reduce en el segundo, y el resultado neto es un aumento en su \xc3\xadndice peri\xc3\xb3dico.\xe2\x80\x8b En simulaciones num\xc3\xa9ricas, el proceso puede ser mucho m\xc3\xa1s complejo: mientras que la tendencia es que las \xc3\xb3rbitas de J\xc3\xbapiter y Saturno se separen, dependiendo de la geometr\xc3\xada de los encuentros, los saltos individuales de los semiejes mayores de J\xc3\xbapiter y Saturno pueden ser hacia arriba o hacia abajo.\xe2\x80\x8b Adem\xc3\xa1s de numerosos encuentros con J\xc3\xbapiter y Saturno, el gigante de hielo puede encontrar otro(s) gigante(s) de hielo y en algunos casos cruzar partes significativas del cintur\xc3\xb3n de asteroides.\xe2\x80\x8b Los encuentros gravitacionales ocurren durante un per\xc3\xadodo de 10.000-100.000 a\xc3\xb1os,\xe2\x80\x8b y finalizan cuando la fricci\xc3\xb3n din\xc3\xa1mica con el disco planetesimal amortigua la excentricidad del gigante de hielo, elevando su perihelio m\xc3\xa1s all\xc3\xa1 de la \xc3\xb3rbita de Saturno; o cuando el gigante de hielo es expulsado del sistema solar.\xe2\x80\x8b El escenario de J\xc3\xbapiter saltador ocurre en un subconjunto de simulaciones num\xc3\xa9ricas del modelo de Niza, incluyendo algunos elaborados para el procedimiento original del Modelo de Niza.\xe2\x80\x8b Las posibilidades de que Saturno desplazara un gigante de hielo sobre una \xc3\xb3rbita de cruce con J\xc3\xbapiter, aumentan cuando la distancia inicial del gigante de hielo a Saturno es inferior a 3 UA, y con el cintur\xc3\xb3n planetesimal de unas 35-masas de la Tierra utilizada en el modelo original de Niza, generalmente conlleva la eyecci\xc3\xb3n del gigante de hielo.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nQuinto planeta gigante\n_START_PARAGRAPH_\nLa p\xc3\xa9rdida frecuente del planeta gigante que se encuentra con J\xc3\xbapiter en las simulaciones, ha llevado a algunos a proponer que el sistema solar primitivo comenz\xc3\xb3 con cinco planetas gigantes. En simulaciones num\xc3\xa9ricas del escenario de J\xc3\xbapiter saltador, el gigante de hielo es a menudo eyectado despu\xc3\xa9s de sus encuentros gravitatorios con J\xc3\xbapiter y Saturno, dejando un sistema planetario originalmente con cuatro planetas gigantes con tan solo tres.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b Aunque se comenzara a estabilizar los sistemas de cuatro planetas con un disco planetesimal de mayor masa, el disco masivo resultaba en una migraci\xc3\xb3n excesiva de J\xc3\xbapiter y Saturno despu\xc3\xa9s de los encuentros entre un gigante de hielo y J\xc3\xbapiter o impidi\xc3\xb3 estos encuentros amortiguando las excentricidades.\xe2\x80\x8b Este problema llev\xc3\xb3 a David Nesvorn\xc3\xbd a investigar sistemas planetarios comenzando con cinco planetas gigantes. Despu\xc3\xa9s de realizar miles de simulaciones, inform\xc3\xb3 que las simulaciones que comenzaban con cinco planetas gigantes ten\xc3\xadan 10 veces m\xc3\xa1s probabilidades de reproducir las \xc3\xb3rbitas actuales de los planetas exteriores.\xe2\x80\x8b Un estudio de seguimiento realizado por David Nesvorny y Alessandro Morbidelli busc\xc3\xb3 configuraciones resonantes iniciales que reprodujeran los semiejes mayores de los cuatro planetas exteriores, la excentricidad de J\xc3\xbapiter, y un salto de resonancka de <2:1 a >2:3 en la relaci\xc3\xb3n del per\xc3\xadodo entre J\xc3\xbapiter y Saturno. Aunque menos del 1% de los mejores modelos de cuatro planetas cumplieron con estos criterios, aproximadamente el 5% de los mejores modelos de cinco planetas se juzgaron exitosos, con la excentricidad de J\xc3\xbapiter siendo la m\xc3\xa1s dif\xc3\xadcil de reproducir.\xe2\x80\x8b Un estudio separado de Konstantin Batygin y Michael Brown encontr\xc3\xb3 similares probabilidades (4\xc2\xa0% contra 3\xc2\xa0%) de reproducir el sistema solar externo actual comenzando con cuatro o cinco planetas gigantes usando las mejores condiciones iniciales.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b Sus simulaciones difirieron en que el disco planetesimal se coloc\xc3\xb3 cerca del planeta externo, resultando en un per\xc3\xadodo de migraci\xc3\xb3n antes de que comenzaran los encuentros planetarios. Los criterios inclu\xc3\xadan reproducir las oscilaciones de las excentricidades de J\xc3\xbapiter y Saturno, un per\xc3\xadodo en el que la excentricidad de Neptuno excediera 0,2 durante el que se capturaran los objetos del cintur\xc3\xb3n de Kuiper caliente cl\xc3\xa1sico, y la retenci\xc3\xb3n de un cl\xc3\xa1sico cintur\xc3\xb3n de Kuiper fr\xc3\xado primordial,\xe2\x80\x8b pero no el salto en la relaci\xc3\xb3n del per\xc3\xadodo de J\xc3\xbapiter y Saturno.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Sus resultados tambi\xc3\xa9n indican que si la excentricidad de Neptuno exced\xc3\xada 0.2, preservar un cintur\xc3\xb3n cl\xc3\xa1sico fr\xc3\xado puede requerir que el gigante de hielo sea expulsado en tan solo 10.000 a\xc3\xb1os.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nMigraci\xc3\xb3n de Neptuno antes de la inestabilidad\n_START_PARAGRAPH_\nLa migraci\xc3\xb3n de Neptuno al disco planetesimal antes de que comiencen los encuentros planetarios permite a J\xc3\xbapiter retener una excentricidad significativa y limita su migraci\xc3\xb3n despu\xc3\xa9s de la eyecci\xc3\xb3n del quinto gigante de hielo. La excentricidad de J\xc3\xbapiter es excitada por cruces de resonancia y encuentros gravitacionales con el gigante de hielo y se amortigua debido a la fricci\xc3\xb3n secular con el disco planetesimal. La fricci\xc3\xb3n secular ocurre cuando la \xc3\xb3rbita de un planeta cambia repentinamente y da como resultado la excitaci\xc3\xb3n de las \xc3\xb3rbitas planetesimales y la reducci\xc3\xb3n de la excentricidad e inclinaci\xc3\xb3n del planeta a medida que el sistema se relaja. Si los encuentros gravitacionales comienzan poco despu\xc3\xa9s de que los planetas abandonen su configuraci\xc3\xb3n multirresonante, esto deja a J\xc3\xbapiter con una peque\xc3\xb1a excentricidad. Sin embargo, si Neptuno primero migra hacia afuera y perturba el disco planetesimal, su masa se reduce y las exc\xc3\xa9ntricidades e inclinaciones de los planetesimales se excitan. Cuando los encuentros planetarios se desencadenan m\xc3\xa1s tarde por un cruce de resonancias, esto disminuye el impacto de la fricci\xc3\xb3n secular, lo que permite mantener la excentricidad de J\xc3\xbapiter. La masa m\xc3\xa1s peque\xc3\xb1a del disco tambi\xc3\xa9n reduce la migraci\xc3\xb3n divergente de J\xc3\xbapiter y Saturno despu\xc3\xa9s de la eyecci\xc3\xb3n del quinto planeta. Esto puede permitir que la relaci\xc3\xb3n de per\xc3\xadodos de J\xc3\xbapiter y Saturno salte m\xc3\xa1s all\xc3\xa1 de 2:3 durante los encuentros planetarios sin exceder el valor actual, una vez que se elimina el disco planetasimal. Aunque esta evoluci\xc3\xb3n de las \xc3\xb3rbitas del planeta externo puede reproducir el sistema solar actual, no es el resultado t\xc3\xadpico en las simulaciones que comienzan con una distancia significativa entre el planeta externo y el disco planetesimal como en el modelo Niza 2.\xe2\x80\x8b Una migraci\xc3\xb3n extendida de Neptuno en el disco planetesimal antes de que comiencen los encuentros planetarios puede ocurrir si el borde interno del disco estaba dentro de 2 UA de la \xc3\xb3rbita de Neptuno. Esta migraci\xc3\xb3n comienza poco despu\xc3\xa9s de que el disco protoplanetario se disipara, lo que resulta en una inestabilidad temprana, y es m\xc3\xa1s probable si los planetas gigantes comenzaran en una cadena de resonancia 3:2, 3:2, 2:1, 3:2.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Una inestabilidad tard\xc3\xada podr\xc3\xada producirse si Neptuno experimentase por primera vez una migraci\xc3\xb3n lenta impulsada por el polvo hacia un disco planetesimal m\xc3\xa1s distante. Para que un sistema de cinco planetas permanezca estable durante 400 millones de a\xc3\xb1os, el borde interno del disco planetesimal debe estar a varias UA m\xc3\xa1s all\xc3\xa1 de la \xc3\xb3rbita inicial de Neptuno. Las colisiones entre planetesimales en este disco crean desechos que pulverizan en una cascada de colisiones. El polvo se desplaza hacia adentro debido a la resistencia de Poynting-Robertson, que eventualmente alcanza las \xc3\xb3rbitas de los planetas gigantes. Las interacciones gravitacionales con el polvo hacen que los planetas gigantes escapen de su cadena de resonancia aproximadamente 10 millones de a\xc3\xb1os despu\xc3\xa9s de la disipaci\xc3\xb3n del disco de gas. Las interacciones gravitacionales resultan en una lenta migraci\xc3\xb3n de los planetas impulsada por el polvo hasta que Neptuno se acercase al borde interno del disco. A continuaci\xc3\xb3n, se producir\xc3\xada una migraci\xc3\xb3n m\xc3\xa1s r\xc3\xa1pida de Neptuno hacia el disco por efecto de los planetesimales, hasta que las \xc3\xb3rbitas de los planetas se desestabilizaran despu\xc3\xa9s de un cruce de resonancias. La migraci\xc3\xb3n impulsada por el polvo requiere entre 7 y 22 masas de la Tierra, dependiendo de la distancia inicial entre la \xc3\xb3rbita de Neptuno y el borde interno del disco de polvo. La velocidad de la migraci\xc3\xb3n impulsada por el polvo disminuye con el tiempo a medida que disminuye la cantidad de polvo que encuentran los planetas. Como resultado, el momento de la inestabilidad es sensible a los factores que controlan la tasa de generaci\xc3\xb3n de polvo, as\xc3\xad como a la distribuci\xc3\xb3n del tama\xc3\xb1o y la fuerza de los planetesimales.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nImplicaciones para el primitivo sistema solar\n_START_PARAGRAPH_\nEl escenario de J\xc3\xbapiter saltador da como resultado una serie de diferencias con el modelo original de Niza._NEWLINE_La r\xc3\xa1pida separaci\xc3\xb3n de las \xc3\xb3rbitas de J\xc3\xbapiter y Saturno hace que las resonancias seculares crucen r\xc3\xa1pidamente hacia el sistema solar interior. La cantidad de asteroides eliminados del n\xc3\xbacleo del cintur\xc3\xb3n de asteroides se reduce, dejando una extensi\xc3\xb3n interna del cintur\xc3\xb3n de asteroides como la fuente dominante de impactadores rocosos. La probabilidad de preservar las bajas excentricidades de los planetas terrestres aumenta a m\xc3\xa1s del 20\xc2\xa0% en un modelo de J\xc3\xbapiter saltador seleccionado. Como la modificaci\xc3\xb3n de las \xc3\xb3rbitas en el cintur\xc3\xb3n de asteroides es limitada, su agotamiento y la excitaci\xc3\xb3n de sus \xc3\xb3rbitas deben haber ocurrido antes. Sin embargo, las \xc3\xb3rbitas de los asteroides se modifican lo suficiente como para desplazar la distribuci\xc3\xb3n orbital producida por un gran viraje hacia el cintur\xc3\xb3n de asteroides actual, para dispersar a las familias colisionales y para eliminar las lagunas f\xc3\xb3siles de Kirkwood. El gigante de hielo que cruza el cintur\xc3\xb3n de asteroides permite que algunos planetesimales helados se implanten en el cintur\xc3\xb3n de asteroides interno._NEWLINE_En el sistema solar exterior, los planetesimales helados se capturan como troyanos de J\xc3\xbapiter cuando el semieje mayor de la \xc3\xb3rbita de J\xc3\xbapiter salta durante los encuentros con el gigante de hielo. J\xc3\xbapiter tambi\xc3\xa9n captura sat\xc3\xa9lites irregulares a trav\xc3\xa9s de tres interacciones gravitatorias durante estos encuentros. Las \xc3\xb3rbitas de los sat\xc3\xa9lites regulares de J\xc3\xbapiter est\xc3\xa1n perturbadas, pero en aproximadamente la mitad de las simulaciones permanecen en \xc3\xb3rbitas similares a las observadas. Los encuentros entre un gigante de hielo y Saturno perturban la \xc3\xb3rbita de Japeto y pueden ser responsables de su inclinaci\xc3\xb3n. La excitaci\xc3\xb3n din\xc3\xa1mica del disco exterior por los objetos de Plut\xc3\xb3n y su masa inferior reduce el bombardeo de las lunas de Saturno. La inclinaci\xc3\xb3n de Saturno se adquiere cuando se captura en una resonancia de giro-\xc3\xb3rbita con Neptuno. Una migraci\xc3\xb3n lenta y prolongada de Neptuno en el disco planetesimal antes de que comiencen los encuentros planetarios, deja el cintur\xc3\xb3n de Kuiper con una amplia distribuci\xc3\xb3n de inclinaci\xc3\xb3n. Cuando el semieje mayor de Neptuno salta hacia afuera despu\xc3\xa9s de que encuentra los objetos gigantes de hielo capturados en resonancia 2:1 durante su escape de migraci\xc3\xb3n anterior, dejar\xc3\xada un grupo de objetos de baja inclinaci\xc3\xb3n con semiejes mayores similares. El salto hacia afuera tambi\xc3\xa9n libera objetos de la resonancia 3:2, reduciendo el n\xc3\xbamero de planetoides similares a Plut\xc3\xb3n con \xc3\xb3rbitas de baja inclinaci\xc3\xb3n que quedan al final de la migraci\xc3\xb3n de Neptuno.\n_START_SECTION_\nBombardeo pesado tard\xc3\xado\n_START_PARAGRAPH_\nLa mayor\xc3\xada de los impactadores rocosos del bombardeo intenso tard\xc3\xado provienen de una extensi\xc3\xb3n interna del cintur\xc3\xb3n de asteroides que produce una serie de colisiones m\xc3\xa1s peque\xc3\xb1a pero m\xc3\xa1s duradera. La regi\xc3\xb3n m\xc3\xa1s interna del cintur\xc3\xb3n de asteroides actualmente est\xc3\xa1 escasamente poblada debido a la presencia de la resonancia secular \xce\xbd6. Sin embargo, en el sistema solar primitivo, esta resonancia se encontraba en otro lugar y el cintur\xc3\xb3n de asteroides se extend\xc3\xada m\xc3\xa1s hacia el interior, terminando en \xc3\xb3rbitas de cruce con Marte.\xe2\x80\x8b Durante la migraci\xc3\xb3n del planeta gigante, la resonancia secular \xce\xbd6 atraves\xc3\xb3 r\xc3\xa1pidamente el cintur\xc3\xb3n de asteroides y elimin\xc3\xb3 aproximadamente la mitad de su masa, mucho menos que en el modelo original de Niza.\xe2\x80\x8b Cuando los planetas alcanzaron sus posiciones actuales, la resonancia secular \xce\xbd6 desestabiliz\xc3\xb3 las \xc3\xb3rbitas de los asteroides m\xc3\xa1s interiores. Algunos de ellos ingresaron r\xc3\xa1pidamente en la \xc3\xb3rbita cruzada del planeta iniciando el bombardeo pesado tard\xc3\xado. Otros entraron en \xc3\xb3rbitas de inclinaci\xc3\xb3n m\xc3\xa1s altas casi estables, produciendo m\xc3\xa1s tarde una cola extendida de impactos, con un peque\xc3\xb1o remanente sobreviviente como los asteroides Hungarias.\xe2\x80\x8b El aumento de las excentricidades orbitales y las inclinaciones de los objetos desestabilizados tambi\xc3\xa9n elevaron las velocidades de impacto, lo que provoc\xc3\xb3 un cambio en el tama\xc3\xb1o distribuci\xc3\xb3n de cr\xc3\xa1teres lunares,\xe2\x80\x8b y en la producci\xc3\xb3n de fusiones por impacto en el cintur\xc3\xb3n de asteroides.\xe2\x80\x8b Se estima que los asteroides m\xc3\xa1s internos (o cintur\xc3\xb3n E) produjeron nueve impactos formadores de cuencas en la Luna entre 4100 y 3700 millones de a\xc3\xb1os atr\xc3\xa1s, con tres m\xc3\xa1s desde el n\xc3\xbacleo del cintur\xc3\xb3n de asteroides.\xe2\x80\x8b Se cree que las cuencas prenectarias, parte del bombardeo pesado tard\xc3\xado en el Modelo de Niza original,\xe2\x80\x8b se deben a los impactos de los planetesimales sobrantes del sistema solar interno.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_La magnitud del bombardeo cometario tambi\xc3\xa9n se reduce. La migraci\xc3\xb3n hacia el exterior de los planetas gigantes interrumpe el disco planetesimal externo, lo que hace que los planetesimales helados entren en \xc3\xb3rbitas de cruce con las de los planetas. Algunos de ellos son perturbados por J\xc3\xbapiter en \xc3\xb3rbitas similares a las de los cometas de la familia de J\xc3\xbapiter. Estos recorren una fracci\xc3\xb3n significativa de sus \xc3\xb3rbitas cruzando el sistema solar interno, lo que aumenta la probabilidad de que impacten con los planetas terrestres y la Luna.\xe2\x80\x8b En el modelo original de Niza esto da como resultado un bombardeo cometario con una magnitud similar al bombardeo de asteroides.\xe2\x80\x8b Sin embargo, mientras que los bajos niveles de iridio detectados en rocas datadas de esta \xc3\xa9poca han sido citados como evidencia de un bombardeo cometario,\xe2\x80\x8b otra evidencia como la mezcla de elementos altamente sider\xc3\xb3filos en rocas lunares,\xe2\x80\x8b y proporciones de is\xc3\xb3topos de ox\xc3\xadgeno en los fragmentos de impacto no son consistentes con un bombardeo cometario.\xe2\x80\x8b La distribuci\xc3\xb3n del tama\xc3\xb1o de los cr\xc3\xa1teres lunares tambi\xc3\xa9n es muy consistente con la de los asteroides, lo que lleva a la conclusi\xc3\xb3n de que el bombardeo estuvo dominado por los asteroides.\xe2\x80\x8b El bombardeo de los cometas pudo haber sido reducido por una serie de factores. La agitaci\xc3\xb3n de las \xc3\xb3rbitas por los objetos de Plut\xc3\xb3n excita las inclinaciones de las \xc3\xb3rbitas de los planetas helados, reduciendo la fracci\xc3\xb3n de objetos que entran en \xc3\xb3rbitas de la familia J\xc3\xbapiter de 1/3 a 1/10. La masa del disco externo en el modelo de cinco planetas es aproximadamente la mitad que en el modelo original de Niza. Es posible que la magnitud del bombardeo se haya reducido a\xc3\xban m\xc3\xa1s debido a que los planetesimales helados sufrieran una p\xc3\xa9rdida de masa significativa o se hubieran fraccionado al entrar en el sistema solar interior. La combinaci\xc3\xb3n de estos factores reduce la cuenca de impacto estimada m\xc3\xa1s grande al tama\xc3\xb1o del Mare Crisium, aproximadamente la mitad del tama\xc3\xb1o de la cuenca del Mare Imbrium.\xe2\x80\x8b La evidencia de este bombardeo puede haber sido destruida por los impactos posteriores de los asteroides.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Se han planteado varias cuestiones con respecto a la conexi\xc3\xb3n entre el modelo de Niza y el bombardeo pesado tard\xc3\xado. Los recuentos de cr\xc3\xa1teres que usan datos topogr\xc3\xa1ficos del Orbitador de Reconocimiento Lunar encuentran un exceso de cr\xc3\xa1teres peque\xc3\xb1os en relaci\xc3\xb3n con grandes cuencas de impacto, en comparaci\xc3\xb3n con la distribuci\xc3\xb3n de tama\xc3\xb1os del cintur\xc3\xb3n de asteroides.\xe2\x80\x8b Sin embargo, si el Cintur\xc3\xb3n E fue el producto de colisiones entre un peque\xc3\xb1o n\xc3\xbamero de grandes asteroides, puede haber tenido una distribuci\xc3\xb3n de tama\xc3\xb1os que difiere de la del cintur\xc3\xb3n de asteroides con una fracci\xc3\xb3n mayor de cuerpos peque\xc3\xb1os.\xe2\x80\x8b Un trabajo reciente ha encontrado que el bombardeo que se origina en la banda interna de los asteroides producir\xc3\xada solo dos cuencas lunares y ser\xc3\xada insuficiente para explicar los estratos de esf\xc3\xa9rulas de impacto antiguo. Por el contrario, sugiere que los desechos de un impacto masivo fueron la fuente, y se\xc3\xb1al\xc3\xb3 que esto coincidir\xc3\xada mejor con la distribuci\xc3\xb3n del tama\xc3\xb1o de los cr\xc3\xa1teres de impacto.\xe2\x80\x8b Un segundo trabajo coincide y encuentra que el cintur\xc3\xb3n de asteroides probablemente no fue la fuente del bombardeo tard\xc3\xado. Observando la falta de evidencia directa de cuerpos de impacto comentarios, propone que los planetesimales sobrantes fueron la fuente de la mayor\xc3\xada de los impactos y que la inestabilidad del modelo de Niza pudo haber ocurrido antes.\xe2\x80\x8b Sin embargo, si se usa una ley de escalado de cr\xc3\xa1teres diferente, es m\xc3\xa1s probable que se produjeran los impactos atribuidos al bombardeo pesado tard\xc3\xado y los cr\xc3\xa1teres de impacto m\xc3\xa1s recientes.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nPlanetas terrestres\n_START_PARAGRAPH_\nUna migraci\xc3\xb3n de un planeta gigante en la que la proporci\xc3\xb3n de los per\xc3\xadodos de J\xc3\xbapiter y Saturno pasan r\xc3\xa1pidamente de menos de 2:1 a m\xc3\xa1s de 2:3 puede dejar a los planetas terrestres con \xc3\xb3rbitas similares a sus \xc3\xb3rbitas actuales. Las excentricidades e inclinaciones de un grupo de planetas se pueden representar por el d\xc3\xa9ficit de momento angular, una medida de las diferencias de sus \xc3\xb3rbitas respecto a \xc3\xb3rbitas coplanarias circulares. Un estudio de Brasser, Walsh y Nesvorny descubri\xc3\xb3 que cuando se utilizaba un modelo de J\xc3\xbapiter saltador seleccionado, el d\xc3\xa9ficit de momento angular actual tiene una posibilidad razonable (~ 20\xc2\xa0%) de reproducirse en simulaciones num\xc3\xa9ricas si el d\xc3\xa9ficit de momento angular estaba inicialmente entre el 10\xc2\xa0% y 70\xc2\xa0% del valor actual. La \xc3\xb3rbita de Marte no se modifica en gran medida en estas simulaciones, lo que indica que su \xc3\xb3rbita inicial debe haber sido m\xc3\xa1s exc\xc3\xa9ntrica e inclinada que las de los otros planetas.\xe2\x80\x8b El modelo de J\xc3\xbapiter saltador utilizado en este estudio no fue t\xc3\xadpico, sin embargo, se seleccion\xc3\xb3 de entre solo el 5\xc2\xa0%, con J\xc3\xbapiter y la proporci\xc3\xb3n del per\xc3\xadodo de Saturno saltando a m\xc3\xa1s de 2:3 mientras se reproduc\xc3\xadan otros aspectos del sistema solar exterior.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_La tasa de \xc3\xa9xito global de estos modelos con una inestabilidad tard\xc3\xada que reproduce tanto el sistema solar interior como el exterior es peque\xc3\xb1a. Cuando Kaib y Chambers realizaron una gran cantidad de simulaciones comenzando con cinco planetas gigantes en una cadena de resonancia y J\xc3\xbapiter y Saturno en una resonancia de 3:2, el 85\xc2\xa0% result\xc3\xb3 en la p\xc3\xa9rdida de un planeta terrestre, menos del 5\xc2\xa0% reproduce el d\xc3\xa9ficit de momento angular actual y solo el 1\xc2\xa0% reproduce tanto el d\xc3\xa9ficit de momento angular como las \xc3\xb3rbitas de los planetas gigantes.\xe2\x80\x8b Adem\xc3\xa1s de los cruces de resonancia secular, los saltos en la excentricidad de J\xc3\xbapiter cuando se encuentra con un gigante de hielo tambi\xc3\xa9n pueden excitar las \xc3\xb3rbitas de los planetas terrestres.\xe2\x80\x8b Esto los llev\xc3\xb3 a proponen que la migraci\xc3\xb3n del modelo de Niza ocurri\xc3\xb3 antes de la formaci\xc3\xb3n de los planetas terrestres y que el el bombardeo pesado tard\xc3\xado tuvo otra causa.\xe2\x80\x8b Sin embargo, la ventaja de una migraci\xc3\xb3n temprana se reduce significativamente por el requisito de que la relaci\xc3\xb3n del per\xc3\xadodo J\xc3\xbapiter-Saturno supere 2:3 para reproducir el actual cintur\xc3\xb3n de asteroides.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b_NEWLINE_El modelo de J\xc3\xbapiter saltador puede reproducir la excentricidad y la inclinaci\xc3\xb3n de la \xc3\xb3rbita de Mercurio. La excentricidad de Mercurio se excita cuando cruza una resonancia secular con J\xc3\xbapiter. Cuando se incluyen los efectos relativistas, la tasa de precesi\xc3\xb3n de Mercurio es m\xc3\xa1s r\xc3\xa1pida, lo que reduce el impacto de este cruce de resonancia y da como resultado una excentricidad m\xc3\xa1s peque\xc3\xb1a similar a su valor actual. La inclinaci\xc3\xb3n de Mercurio puede ser el resultado de este factor, o de Venus cruzando una resonancia secular con Urano.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nCintur\xc3\xb3n de asteroides\n_START_PARAGRAPH_\nLa r\xc3\xa1pida traves\xc3\xada de resonancias a trav\xc3\xa9s del cintur\xc3\xb3n de asteroides puede dejar a su poblaci\xc3\xb3n y la distribuci\xc3\xb3n general de sus elementos orbitales conservada en gran medida.\xe2\x80\x8b En este caso, el agotamiento del cintur\xc3\xb3n de asteroides deber\xc3\xada de haber ocurrido antes, dada la mezcla de sus clases taxon\xc3\xb3micas y la excitaci\xc3\xb3n de sus \xc3\xb3rbitas, produciendo una distribuci\xc3\xb3n de inclinaciones que alcanzar\xc3\xada un m\xc3\xa1ximo de cerca de 10\xc2\xb0 y excentricidades en torno a un m\xc3\xa1ximo de 0.1.\xe2\x80\x8b Esta configuraci\xc3\xb3n pueden ser el producto del gran viraje de J\xc3\xbapiter, siempre que se elimine un exceso de asteroides de excentricidad superior debido a las interacciones con los planetas terrestres.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b La agitaci\xc3\xb3n gravitacional producida por protoplanetas incrustados en el cintur\xc3\xb3n de asteroides tambi\xc3\xa9n podr\xc3\xada producir su agotamiento, mezcla y excitaci\xc3\xb3n.\xe2\x80\x8b Sin embargo, la mayor\xc3\xada, si no todos, de los embriones deben haberse perdido antes de la inestabilidad.\xe2\x80\x8b Una mezcla de tipos de asteroides podr\xc3\xada ser el producto de los asteroides dispersos en el cintur\xc3\xb3n durante la formaci\xc3\xb3n de los planetas.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b Un cintur\xc3\xb3n de asteroides inicialmente peque\xc3\xb1o podr\xc3\xada tener sus inclinaciones y excentricidades excitadas por resonancias seculares que saltasen a trav\xc3\xa9s del cintur\xc3\xb3n de asteroides si las \xc3\xb3rbitas de J\xc3\xbapiter y Saturno se volv\xc3\xadan ca\xc3\xb3ticas mientras estaban en resonancia.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Las \xc3\xb3rbitas de los asteroides podr\xc3\xadan excitarse durante la inestabilidad si el gigante de hielo atraves\xc3\xb3 durante cientos de miles de a\xc3\xb1os en una \xc3\xb3rbita cruzando la de J\xc3\xbapiter. Numerosos encuentros gravitacionales entre el gigante de hielo y J\xc3\xbapiter durante este per\xc3\xadodo causar\xc3\xadan variaciones frecuentes en el semieje mayor de J\xc3\xbapiter, su excentricidad y su inclinaci\xc3\xb3n. El forzamiento ejercido por J\xc3\xbapiter sobre las \xc3\xb3rbitas de los asteroides y los semiejes mayores donde era m\xc3\xa1s fuerte, tambi\xc3\xa9n variar\xc3\xada, provocando una excitaci\xc3\xb3n ca\xc3\xb3tica de las \xc3\xb3rbitas de los asteroides que podr\xc3\xada alcanzar o superar su nivel actual. Los asteroides de mayor excentricidad ser\xc3\xadan eliminados m\xc3\xa1s tarde por los encuentros con los planetas terrestres. Las excentricidades de los planetas terrestres se excitan m\xc3\xa1s all\xc3\xa1 de los valores actuales durante este proceso, sin embargo, requieren que la inestabilidad ocurra antes de su formaci\xc3\xb3n en este caso.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_El barrido de resonancias y la penetraci\xc3\xb3n del gigante de hielo en el cintur\xc3\xb3n de asteroides resulta en la dispersi\xc3\xb3n de las familias de asteroides colisionantes, formadas durante o antes del bombardeo intenso tard\xc3\xado. Las inclinaciones y excentricidades de una familia de colisi\xc3\xb3n se dispersan debido a las resonancias seculares radicales, incluidas las resonancias de movimiento medias, con las excentricidades m\xc3\xa1s afectadas. Perturbaciones por encuentros cercanos con el gigante de hielo resultar\xc3\xadan en la diseminaci\xc3\xb3n de los semiejes mayores de las \xc3\xb3rbitas de las familias de asteroides. La mayor\xc3\xada de las familias de colisi\xc3\xb3n se volver\xc3\xadan entonces no identificables por t\xc3\xa9cnicas como el m\xc3\xa9todo de agrupamiento jer\xc3\xa1rquico, los asteroides del tipo V\xe2\x80\x8b que se originaran de los impactos en Vesta podr\xc3\xadan dispersarse en el cintur\xc3\xb3n de asteroides medio y externo.\xe2\x80\x8b Sin embargo, si el gigante de hielo pas\xc3\xb3 poco tiempo cruzando el cintur\xc3\xb3n de asteroides, algunas familias de colisi\xc3\xb3n pueden seguir siendo reconocibles mediante la identificaci\xc3\xb3n de los patrones en forma de V en parcelas de semiejes mayores frente a la magnitud absoluta producida por el efecto Yarkovsky.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b La supervivencia de la familia de colisiones Hilda, un subconjunto del grupo de Hilda que pudo haberse formado durante el bombardeo intenso tard\xc3\xado debido a la baja tasa de colisi\xc3\xb3n actual,\xe2\x80\x8b puede deberse a su creaci\xc3\xb3n despu\xc3\xa9s de la captura de salto de Hilda en la resonancia de 3:2 cuando el gigante de hielo fue expulsado.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_La agitaci\xc3\xb3n de los semiejes mayores por el gigante de hielo tambi\xc3\xa9n puede eliminar los huecos f\xc3\xb3siles de Kirkwood formados antes de la inestabilidad.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Los planetesimales del disco externo est\xc3\xa1n incrustados en todas las partes del cintur\xc3\xb3n de asteroides, quedando como aerolitos de los tipos P y D. Mientras que las resonancias de J\xc3\xbapiter recorren el cintur\xc3\xb3n de asteroides, los planetesimales del disco exterior son capturados por sus resonancias internas, evolucionando a excentricidades inferiores mediante resonancias seculares y se liberan en \xc3\xb3rbitas estables a medida que las resonancias de J\xc3\xbapiter avanzan.\xe2\x80\x8b Se implantan otros planetesimales en el cintur\xc3\xb3n de asteroides durante los encuentros con el gigante de hielo, ya sea directamente dej\xc3\xa1ndolos con afelios m\xc3\xa1s altos que el perihelio del gigante de hielo, o sac\xc3\xa1ndolos de la resonancia. Los saltos en el semieje mayor de J\xc3\xbapiter durante sus encuentros con el gigante de hielo cambian las ubicaciones de sus resonancias, liberando algunos objetos y capturando otros. Muchos de los que quedan despu\xc3\xa9s de su salto final, junto con otros capturados por resonancias radicales cuando J\xc3\xbapiter migra a su ubicaci\xc3\xb3n actual, sobreviven como parte de poblaciones resonantes como Hildas, Thule y aquellos objetos en resonancia 2:1\xe2\x80\x8b originados en el cintur\xc3\xb3n de asteroides tambi\xc3\xa9n se puede capturar en la resonancia 2:1,s\xe2\x80\x8b junto con algunos de la poblaci\xc3\xb3n de Hilda.\xe2\x80\x8b Las excursiones que el gigante de hielo hace en el cintur\xc3\xb3n de asteroides permiten que los planetesimales helados se implanten m\xc3\xa1s adentro del cintur\xc3\xb3n de asteroides. Algunos alcanzan el cintur\xc3\xb3n de asteroides interno con un semieje mayor de menos de 2.5 UA. Algunos objetos m\xc3\xa1s tarde derivan en resonancias inestables debido a la difusi\xc3\xb3n o al efecto Yarkovsky y se convierten en objetos pr\xc3\xb3ximos a la Tierra, con el meteorito Tagish Lake representando un posible fragmento de un objeto que se origin\xc3\xb3 en el disco planetesimal externo. Las simulaciones num\xc3\xa9ricas de este proceso pueden reproducir aproximadamente la distribuci\xc3\xb3n de los asteroides de tipo P y D y el tama\xc3\xb1o de los cuerpos m\xc3\xa1s grandes, con diferencias tales como un exceso de objetos menores de 10 km atribuidos a las p\xc3\xa9rdidas por colisiones o el efecto Yarkovsky, as\xc3\xad como la evoluci\xc3\xb3n espec\xc3\xadfica de los planetas en el modelo.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nTroyanos de J\xc3\xbapiter\n_START_PARAGRAPH_\nLa mayor\xc3\xada de los asteroides troyanos de J\xc3\xbapiter ser\xc3\xadan capturados en un salto poco despu\xc3\xa9s de un encuentro gravitacional entre J\xc3\xbapiter y un gigante de hielo. Durante estos encuentros, el semieje mayor de J\xc3\xbapiter pudo saltar hasta 0.2 UA, desplazando los puntos L4 y L5 radialmente, y liberando muchos troyanos de J\xc3\xbapiter previamente existentes. Los nuevos troyanos de J\xc3\xbapiter ser\xc3\xadan capturados de la poblaci\xc3\xb3n de planetesimales con semiejes mayores similares al nuevo semieje mayor de J\xc3\xbapiter.\xe2\x80\x8b Los troyanos capturados tienen una amplia gama de inclinaciones y excentricidades, como resultado de su dispersi\xc3\xb3n por los planetas gigantes mientras migraban desde su ubicaci\xc3\xb3n original en el disco externo. Algunos troyanos adicionales son capturados, y otros perdidos, durante cruces de resonancia d\xc3\xa9bil cuando las regiones co-orbitales se vuelven temporalmente ca\xc3\xb3ticos.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b Despu\xc3\xa9s de sus encuentros finales con J\xc3\xbapiter, el gigante de hielo puede pasar a trav\xc3\xa9s de uno de los enjambres de los troyanos de J\xc3\xbapiter, dispersando a muchos y reduciendo su poblaci\xc3\xb3n.\xe2\x80\x8b En las simulaciones, la distribuci\xc3\xb3n orbital de los troyanos de J\xc3\xbapiter capturados y la asimetr\xc3\xada entre las poblaciones L4 y L5 es similar a la del sistema solar actual y es en gran medida independiente del historial de encuentros con J\xc3\xbapiter. Las estimaciones de la masa del disco planetesimal requerida para la captura de la poblaci\xc3\xb3n actual de troyanos de J\xc3\xbapiter var\xc3\xadan entre 15 y 20 masas terrestres, lo que concuerda con la masa requerida para reproducir otros aspectos del sistema solar exterior.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nSat\xc3\xa9lites irregulares\n_START_PARAGRAPH_\nJ\xc3\xbapiter captura una poblaci\xc3\xb3n de sat\xc3\xa9lites irregulares y aumenta el tama\xc3\xb1o relativo de la poblaci\xc3\xb3n de Saturno. Durante los encuentros gravitacionales entre planetas, las \xc3\xb3rbitas hiperb\xc3\xb3licas de los planetesimales desatados alrededor de un planeta gigante est\xc3\xa1n perturbadas por la presencia del otro. Si la geometr\xc3\xada y las velocidades son correctas, estas interacciones de tres cuerpos dejan al planetesimal en una \xc3\xb3rbita ligada al momento en el que los planetas se separan. Aunque este proceso es reversible, los sat\xc3\xa9lites d\xc3\xa9bilmente unidos, incluidos los posibles sat\xc3\xa9lites primordiales, tambi\xc3\xa9n pueden escapar durante estos encuentros. Sin embargo, los sat\xc3\xa9lites firmemente unidos permanecen y el n\xc3\xbamero de sat\xc3\xa9lites irregulares aumenta en una serie de encuentros. Despu\xc3\xa9s de los encuentros, los sat\xc3\xa9lites con inclinaciones entre 60\xc2\xb0 y 130\xc2\xb0 se pierden debido a la resonancia de Kozai y los sat\xc3\xa9lites m\xc3\xa1s distantes se pierden debido a la resonancia de eyecci\xc3\xb3n.\xe2\x80\x8b Las colisiones entre los sat\xc3\xa9lites resultan en la formaci\xc3\xb3n de familias, en una p\xc3\xa9rdida significativa de masa, y en un desplazamiento de su distribuci\xc3\xb3n de tama\xc3\xb1o.\xe2\x80\x8b Las poblaciones y \xc3\xb3rbitas de los sat\xc3\xa9lites irregulares de J\xc3\xbapiter capturados en simulaciones son en gran parte consistentes con las observaciones.\xe2\x80\x8b Himalia, que tiene un espectro similar a los asteroides en el centro del cintur\xc3\xb3n de asteroides,\xe2\x80\x8b es algo mayor que el m\xc3\xa1s grande capturado en las simulaciones. Si fue un objeto primordial, sus probabilidades de sobrevivir a la serie de encuentros gravitacionales van desde 0.01 a 0.3, con las probabilidades disminuyendo a medida que el n\xc3\xbamero aumenta.\xe2\x80\x8b Saturno tiene encuentros m\xc3\xa1s frecuentes con el gigante de hielo en el escenario de J\xc3\xbapiter astador, y Urano y Neptuno tienen menos encuentros si ese fue un quinto planeta gigante. Esto aumenta el tama\xc3\xb1o de la poblaci\xc3\xb3n de Saturno en relaci\xc3\xb3n con Urano y Neptuno en comparaci\xc3\xb3n con el modelo original de Niza, lo que produce una coincidencia m\xc3\xa1s cercana con las observaciones.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nSat\xc3\xa9lites regulares\n_START_PARAGRAPH_\nLas \xc3\xb3rbitas de los sat\xc3\xa9lites regulares de J\xc3\xbapiter pueden permanecer din\xc3\xa1micamente inalteradas a pesar de los encuentros entre los planetas gigantes. Los encuentros gravitacionales entre planetas perturban las \xc3\xb3rbitas de sus sat\xc3\xa9lites, incrementando las inclinaciones y las excentricidades, as\xc3\xad como alterando los semiejes mayores. Si estos encuentros llevaran a resultados inconsistentes con las observaciones, por ejemplo, colisiones entre las eyecciones de sat\xc3\xa9lites o la interrupci\xc3\xb3n de la resonancia orbital de las lunas de J\xc3\xbapiter Io, Europa y Gan\xc3\xadmedes, esto podr\xc3\xada proporcionar evidencia contra los modelos de J\xc3\xbapiter saltador. En las simulaciones, se encontr\xc3\xb3 que las colisiones entre los sat\xc3\xa9lites o su eyecci\xc3\xb3n eran poco probables, lo que requer\xc3\xada que un gigante de hielo se aproximara a 0,02 UA de J\xc3\xbapiter. Los encuentros m\xc3\xa1s distantes que interrumpieran la resonancia de Laplace fueron m\xc3\xa1s comunes, aunque las interacciones de las mareas a menudo conducen a su recaptura.\xe2\x80\x8b Una prueba sensible de los modelos de J\xc3\xbapiter saltador es la inclinaci\xc3\xb3n de la \xc3\xb3rbita de Calisto, que no est\xc3\xa1 amortiguada por las interacciones de las mareas. La inclinaci\xc3\xb3n de Calisto permaneci\xc3\xb3 peque\xc3\xb1a en seis de diez modelos de cinco planetas probados en un estudio (incluyendo algunos donde J\xc3\xbapiter adquiri\xc3\xb3 sat\xc3\xa9lites irregulares consistentes con las observaciones),\xe2\x80\x8b y en otro encontraron la probabilidad de que J\xc3\xbapiter eyectara un quinto planeta gigante mientras dejaba la \xc3\xb3rbita de Calisto din\xc3\xa1micamente inalterada en un 42\xc2\xa0% de los casos.\xe2\x80\x8b Calisto tambi\xc3\xa9n es poco probable que haya formado parte de la resonancia de Laplace, porque los encuentros que lo elevan a su \xc3\xb3rbita actual lo dejar\xc3\xadan con una inclinaci\xc3\xb3n excesiva.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Los encuentros entre planetas tambi\xc3\xa9n perturban las \xc3\xb3rbitas de las lunas de los otros planetas exteriores. La luna de Saturno, Japeto, podr\xc3\xada haber estado con su inclinaci\xc3\xb3n actual, si la aproximaci\xc3\xb3n m\xc3\xa1s cercana al gigante de hielo se produjera por fuera del plano del ecuador de Saturno. Si Saturno adquiri\xc3\xb3 su inclinaci\xc3\xb3n antes de los encuentros, la inclinaci\xc3\xb3n de J\xc3\xa1peto tambi\xc3\xa9n podr\xc3\xada ser excitada debido a los m\xc3\xbaltiples cambios de su semieje mayor, porque la inclinaci\xc3\xb3n del plano de Laplace de Saturno variar\xc3\xada con la distancia desde Saturno. En las simulaciones, J\xc3\xa1peto result\xc3\xb3 con su inclinaci\xc3\xb3n actual en cinco de diez de los modelos de J\xc3\xbapiter saltador probados, aunque tres lo dejaron con excesiva excentricidad. La preservaci\xc3\xb3n de la peque\xc3\xb1a inclinaci\xc3\xb3n de Ober\xc3\xb3n favorece a los modelos de cinco planetas, con solo unos pocos encuentros entre Urano y un gigante de hielo, en modelos de cuatro planetas en los que Urano se encuentra con J\xc3\xbapiter y Saturno. La baja inclinaci\xc3\xb3n de la luna de Urano, Ober\xc3\xb3n, de 0.1\xc2\xb0, se conserv\xc3\xb3 en nueve de cada diez de los modelos con cinco planetas, mientras que su preservaci\xc3\xb3n fue poco probable en los modelos con cuatro planetas.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b Los encuentros entre planetas tambi\xc3\xa9n pueden ser responsables de la ausencia de sat\xc3\xa9lites regulares de Urano m\xc3\xa1s all\xc3\xa1 de la \xc3\xb3rbita de Ober\xc3\xb3n.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_La p\xc3\xa9rdida de hielo de los sat\xc3\xa9lites internos debido a los impactos se reduce. Numerosos impactos de planetesimales en los sat\xc3\xa9lites de los planetas exteriores ocurren durante el bombardeo intenso tard\xc3\xado. En el bombardeo predicho por el modelo original de Niza, estos impactos generan suficiente calor como para vaporizar los hielos de Mimas, Enc\xc3\xa9lado y Miranda.\xe2\x80\x8b El cintur\xc3\xb3n planetesimal de masa m\xc3\xa1s peque\xc3\xb1a en los modelos de cinco planetas reduce este bombardeo. Adem\xc3\xa1s, la agitaci\xc3\xb3n gravitacional de los objetos de Plut\xc3\xb3n en el modelo de Niza 2 excita las inclinaciones y excentricidades de los planetesimales. Esto aumenta sus velocidades en relaci\xc3\xb3n con los planetas gigantes, disminuyendo la efectividad del enfoque gravitatorio, reduciendo as\xc3\xad la fracci\xc3\xb3n de planetesimales que impactar\xc3\xadan con los sat\xc3\xa9lites internos. Combinados, estos factores reducen el bombardeo en un orden de magnitud.\xe2\x80\x8b Las estimaciones de los impactos sobre J\xc3\xa1peto son tambi\xc3\xa9n menores al 20\xc2\xa0% de las del modelo original de Niza.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Algunos de los impactos son catastr\xc3\xb3ficos y provocan la desaparici\xc3\xb3n de los sat\xc3\xa9lites internos. En el bombardeo del modelo original de Niza, esto puede provocar la eliminaci\xc3\xb3n de varios de los sat\xc3\xa9lites de Saturno y Urano. Una reducci\xc3\xb3n de orden de magnitud en el bombardeo evita la destrucci\xc3\xb3n de Dione y Ariel; pero Miranda, Mimas, Enc\xc3\xa9lado y tal vez Tethys todav\xc3\xada se ver\xc3\xadan afectados. Estos pueden ser sat\xc3\xa9lites de segunda generaci\xc3\xb3n formados por la reacreci\xc3\xb3n de sat\xc3\xa9lites destruidos. En este caso, no se esperar\xc3\xada que Mimas fuese diferente, y la baja densidad de Tethys puede deberse a que se formar\xc3\xada principalmente a partir del manto de un progenitor desaparecido.\xe2\x80\x8b Alternativamente, pueden haberse acumulado a partir de un anillo masivo,\xe2\x80\x8b o incluso tan recientemente como hace 100 millones de a\xc3\xb1os despu\xc3\xa9s de que la \xc3\xbaltima generaci\xc3\xb3n de lunas se destruyera debido a una inestabilidad orbital.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nEl planeta gigante se inclina\n_START_PARAGRAPH_\nLas inclinaciones de J\xc3\xbapiter y Saturno pudieron ser producidas por resonancias con sus \xc3\xb3rbitas de giro. Una resonancia de giro orbital ocurre cuando la frecuencia de precesi\xc3\xb3n del eje de giro de un planeta coincide con la frecuencia apsidal del nodo ascendente del otro planeta. Estas frecuencias var\xc3\xadan durante la migraci\xc3\xb3n planetaria con los semiejes principales de los planetas y la masa del disco planetesimal. La peque\xc3\xb1a inclinaci\xc3\xb3n de J\xc3\xbapiter puede deberse a un cruce r\xc3\xa1pido de una resonancia de giro orbital con Neptuno, mientras que la inclinaci\xc3\xb3n de Neptuno fue peque\xc3\xb1a, por ejemplo, durante su migraci\xc3\xb3n inicial antes de que comenzaran los encuentros planetarios. Alternativamente, si ese cruce ocurri\xc3\xb3 cuando el semieje mayor de J\xc3\xbapiter variaba durante su salto, esto puede justificar su proximidad actual con la resonancia de giro orbital con Urano. La gran inclinaci\xc3\xb3n de Saturno se producir\xc3\xada si se capturara en una resonancia de giro orbital con Neptuno cuando este \xc3\xbaltimo se aproximase lentamente a su \xc3\xb3rbita actual al final de la migraci\xc3\xb3n.\xe2\x80\x8b Las inclinaciones finales de J\xc3\xbapiter y Saturno son muy sensibles a las posiciones finales de los planetas: la inclinaci\xc3\xb3n de J\xc3\xbapiter ser\xc3\xada mucho mayor si Urano migrara m\xc3\xa1s all\xc3\xa1 de su \xc3\xb3rbita actual, la de Saturno ser\xc3\xada mucho menor si la migraci\xc3\xb3n de Neptuno terminara antes o si el cruce de resonancia fuera m\xc3\xa1s r\xc3\xa1pido. Incluso en simulaciones donde la posici\xc3\xb3n final de los planetas gigantes es similar a la del sistema solar actual, las inclinaciones de J\xc3\xbapiter y Saturno se reproducen en menos del 10\xc2\xa0% de los casos.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nCintur\xc3\xb3n de Kuiper\n_START_PARAGRAPH_\nUna migraci\xc3\xb3n lenta de Neptuno cubriendo varias UA resulta en un cintur\xc3\xb3n de Kuiper con una amplia distribuci\xc3\xb3n de inclinaci\xc3\xb3n. A medida que Neptuno migra hacia el exterior, dispersa muchos objetos del disco planetesimal en \xc3\xb3rbitas con semiejes mayores m\xc3\xa1s grandes. Algunos de estos planetesimales son capturados en resonancias de movimiento medio con Neptuno. Mientras est\xc3\xa1n en una resonancia de movimiento medio, sus \xc3\xb3rbitas pueden evolucionar a trav\xc3\xa9s de procesos como el mecanismo de Kozai, reduciendo sus excentricidades y aumentando sus inclinaciones; o a trav\xc3\xa9s de resonancias apicales y nodales, que alteran las excentricidades e inclinaciones, respectivamente. Los objetos que alcanzan \xc3\xb3rbitas de alto perihelio de baja excentricidad pueden escapar de la resonancia media y quedar atr\xc3\xa1s en \xc3\xb3rbitas estables a medida que la migraci\xc3\xb3n de Neptuno contin\xc3\xbaa.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b La distribuci\xc3\xb3n de inclinaci\xc3\xb3n de los objetos del cintur\xc3\xb3n de Kuiper cl\xc3\xa1sico caliente se reproduce mejor en simulaciones num\xc3\xa9ricas donde Neptuno migra sin problemas desde 24 UA a 28 UA con una escala de tiempo exponencial de 10 millones de a\xc3\xb1os antes de saltar hacia afuera cuando se encuentra con un quinto planeta gigante y con una escala de tiempo exponencial de 30 millones de a\xc3\xb1os a partir de entonces.\xe2\x80\x8b La lentitud y la distancia extendida de esta migraci\xc3\xb3n proporcionan tiempo suficiente para inclinarse antes de que las resonancias alcancen la regi\xc3\xb3n del cintur\xc3\xb3n de Kuiper donde se capturan los objetos cl\xc3\xa1sicos calientes y luego se depositan.\xe2\x80\x8b Si Neptuno alcanza una excentricidad mayor a 0.12 despu\xc3\xa9s de su encuentro con el quinto planeta gigante, los objetos calientes del cintur\xc3\xb3n de Kuiper tambi\xc3\xa9n pueden capturarse debido a la resonancia secular, que hace que las excentricidades de los objetos oscilen, permitiendo que algunos alcancen \xc3\xb3rbitas de excentricidades m\xc3\xa1s peque\xc3\xb1as que se vuelven estables una vez que la \xc3\xb3rbita de Neptuno alcanza una baja excentricidad.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Los objetos que permanecen en movimientos de resonancia media al final de la migraci\xc3\xb3n de Neptuno forman las poblaciones resonantes como los plutinos. La migraci\xc3\xb3n lenta permite que estos objetos alcancen grandes inclinaciones antes de su captura y que evolucionen a excentricidades m\xc3\xa1s bajas sin escapar de la resonancia.\xe2\x80\x8b Pocos objetos de baja inclinaci\xc3\xb3n que se asemejan a los objetos cl\xc3\xa1sicos fr\xc3\xados permanecen entre los plutinos al final de la migraci\xc3\xb3n de Neptuno. El salto hacia afuera en el semieje mayor de Neptuno libera los objetos de baja excentricidad y de baja inclinaci\xc3\xb3n capturados cuando la resonancia 3:2 de Neptuno se extendi\xc3\xb3 inicialmente hacia afuera. Posteriormente, sus capturas se evitan en gran medida debido a la excitaci\xc3\xb3n de inclinaciones y excentricidades a medida que las resonancias seculares avanzan lentamente por delante de \xc3\xa9l. \xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b El n\xc3\xbamero de planetesimales con semieje mayor inicial por encima de 30 UA debe haber sido peque\xc3\xb1o, para evitar un exceso de objetos en Neptuno con resonancias 5:4 y 4:3.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Los encuentros entre Neptuno y los objetos con la masa de Plut\xc3\xb3n reducen la fracci\xc3\xb3n de objetos del cintur\xc3\xb3n de Kuiper en resonancia. Los cambios de velocidad durante los encuentros gravitacionales con planetesimales que impulsan la migraci\xc3\xb3n de Neptuno causan peque\xc3\xb1os saltos en su semieje mayor, produciendo una migraci\xc3\xb3n que es puntuada en lugar de suave. Las ubicaciones cambiantes de las resonancias producidas por esta migraci\xc3\xb3n aproximada aumentan las amplitudes de libraci\xc3\xb3n de los objetos resonantes, haciendo que muchos se vuelvan inestables y escapen de las resonancias. La proporci\xc3\xb3n observada de objetos cl\xc3\xa1sicos calientes a plutinos se reproduce mejor en simulaciones que incluyen entre 1000 y 4000 objetos de Plut\xc3\xb3n (es decir, grandes planetas enanos) o alrededor de 1000 cuerpos el doble de masivos que Plut\xc3\xb3n, que constituyen el 10-40% del disco planetesimal masivo (con una masa de 20 Tierras), con aproximadamente el 0.1\xc2\xa0% de este disco inicial restante en varias partes del cintur\xc3\xb3n de Kuiper. La migraci\xc3\xb3n puntuada tambi\xc3\xa9n reduce el n\xc3\xbamero de plutinos en relaci\xc3\xb3n con objetos en las resonancias 2:1 y 5:2 con Neptuno, y da como resultado una poblaci\xc3\xb3n de plutinos con una distribuci\xc3\xb3n m\xc3\xa1s estrecha de amplitudes de libraci\xc3\xb3n.\xe2\x80\x8b Una gran cantidad de objetos similares a Plut\xc3\xb3n requiere que la distribuci\xc3\xb3n del tama\xc3\xb1o del cintur\xc3\xb3n de Kuiper tenga desviaciones m\xc3\xbaltiples con un gradiente constante.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_El n\xc3\xbacleo del cintur\xc3\xb3n de Kuiper fr\xc3\xado se queda atr\xc3\xa1s cuando Neptuno se encuentra con el quinto planeta gigante. Consiste en una concentraci\xc3\xb3n de objetos del cintur\xc3\xb3n de Kuiper con peque\xc3\xb1as excentricidades e inclinaciones, y con semiejes mayores de 44-44.5 UA identificados por el Muestreo del Plano Ecl\xc3\xadptico Canad\xc3\xa1-Francia.\xe2\x80\x8b Cuando Neptuno migra hacia afuera, los objetos de baja excentricidad y de baja inclinaci\xc3\xb3n son capturados por su resonancia de movimiento medio 2:1. Estos objetos se llevan hacia afuera en esta resonancia hasta que Neptuno alcanza 28 UA. En este momento Neptuno se encuentra con el quinto gigante de hielo, que ha sido dispersado por J\xc3\xbapiter. El encuentro gravitatorio hace que el semieje principal de Neptuno saltase hacia afuera. Los objetos que estaban en resonancia 2:1, sin embargo, permanecen en sus \xc3\xb3rbitas anteriores y se quedan atr\xc3\xa1s a medida que la migraci\xc3\xb3n de Neptuno contin\xc3\xbaa. Esos objetos que se han desplazado una distancia corta tienen peque\xc3\xb1as excentricidades y se agregan a la poblaci\xc3\xb3n local del n\xc3\xbacleo del cintur\xc3\xb3n de Kuiper cl\xc3\xa1sico fr\xc3\xado.\xe2\x80\x8b Otros que han recorrido distancias m\xc3\xa1s largas quedan con sus excentricidades excitadas durante este proceso. Mientras que la mayor\xc3\xada de estos se liberan en \xc3\xb3rbitas de excentricidad m\xc3\xa1s altas, algunos tienen sus excentricidades reducidas debido a una resonancia secular dentro del valor 2:1 y liberados como parte del n\xc3\xbacleo o antes debido a la migraci\xc3\xb3n puntuada de Neptuno.\xe2\x80\x8b Entre estos se encuentran objetos de regiones no ocupadas m\xc3\xa1s tiempo por objetos din\xc3\xa1micamente fr\xc3\xados que se formaron in situ, como entre 38 y 40 UA. El empuje en resonancia permite que estos elementos de color neutro o "azul" se implanten sin encontrar a Neptuno.\xe2\x80\x8b El n\xc3\xbacleo tambi\xc3\xa9n se ha reproducido en una simulaci\xc3\xb3n en la que se produjo una inestabilidad m\xc3\xa1s violenta sin una migraci\xc3\xb3n previa de Neptuno, quedando el disco truncado en ~ 44.5 UA.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Las bajas excentricidades e inclinaciones de los objetos del cintur\xc3\xb3n cl\xc3\xa1sico fr\xc3\xado ponen algunas restricciones a la evoluci\xc3\xb3n de la \xc3\xb3rbita de Neptuno. Ser\xc3\xadan preservadas si la excentricidad y la inclinaci\xc3\xb3n de Neptuno despu\xc3\xa9s de su encuentro con otro gigante de hielo se mantuviera peque\xc3\xb1a (e < 0.12 e i < 6\xc2\xb0) o cambiase r\xc3\xa1pidamente.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b Esta restricci\xc3\xb3n puede relajarse un poco si la precesi\xc3\xb3n de Neptuno es r\xc3\xa1pida debido a interacciones fuertes con Urano o con un disco de alta densidad superficial.\xe2\x80\x8b Esta es una combinaci\xc3\xb3n que puede permitir la reproducci\xc3\xb3n del cintur\xc3\xb3n cl\xc3\xa1sico fr\xc3\xado incluso en simulaciones con inestabilidades m\xc3\xa1s violentas.\xe2\x80\x8b Si la tasa de precesi\xc3\xb3n r\xc3\xa1pida de Neptuno cae temporalmente, puede formarse una "cu\xc3\xb1a" de objetos carentes de excentricidad m\xc3\xa1s all\xc3\xa1 de 44 UA.\xe2\x80\x8b. La apariencia de esta cu\xc3\xb1a puede tambi\xc3\xa9n ser reproducida si el tama\xc3\xb1o de los objetos inicialmente situados a m\xc3\xa1s de 45 UA disminuyese con la distancia.\xe2\x80\x8b Un per\xc3\xadodo m\xc3\xa1s prolongado de la lenta precesi\xc3\xb3n de Neptuno podr\xc3\xada permitir que objetos de baja excentricidad permaneciesen en el cintur\xc3\xb3n cl\xc3\xa1sico fr\xc3\xado si su duraci\xc3\xb3n coincide con la de las oscilaciones de las excentricidades de los objetos.\xe2\x80\x8b Un barrido lento de resonancias, con una escala de tiempo exponencial de 100 millones de a\xc3\xb1os, mientras Neptuno tiene una excentricidad modesta que puede eliminar los objetos de baja inclinaci\xc3\xb3n de excentricidad m\xc3\xa1s alta, truncando la distribuci\xc3\xb3n de excentricidad de los objetos del cintur\xc3\xb3n cl\xc3\xa1sico fr\xc3\xado y dejando un paso cerca de la posici\xc3\xb3n actual de la resonancia 7:4 de Neptuno.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nDisco disperso\n_START_PARAGRAPH_\nEn el disco disperso, una migraci\xc3\xb3n lenta y puntual de Neptuno deja objetos separados con perihelios mayores a 40 UA agrupados cerca de sus resonancias. Los planetesimales diseminados hacia fuera por Neptuno se capturan en resonancias, evolucionan hacia \xc3\xb3rbitas de inclinaci\xc3\xb3n m\xc3\xa1s alta y excentricidad inferior, y se liberan en \xc3\xb3rbitas de perihelios superiores estables. M\xc3\xa1s all\xc3\xa1 de 50 UA este proceso requiere una migraci\xc3\xb3n m\xc3\xa1s lenta de Neptuno para que el perihelio se eleve por encima de 40 UA. Como resultado, en el disco disperso, los objetos de alto perihelio remanente se dejan atr\xc3\xa1s solo durante las \xc3\xbaltimas partes de la migraci\xc3\xb3n de Neptuno, produciendo agrupaciones cortas (o dedos) en un diagrama que represente la excentricidad contra el semieje mayor, cerca pero justo dentro de la corriente de las ubicaciones de las resonancias de Neptuno. El alcance de estos trayectos depende de la escala de tiempo de la migraci\xc3\xb3n de Neptuno y se extiende m\xc3\xa1s hacia el interior si la escala de tiempo es m\xc3\xa1s larga. La liberaci\xc3\xb3n de estos objetos de la resonancia se ve favorecida por una gran migraci\xc3\xb3n de Neptuno que puede ser necesaria para que un objeto como 2004 XR\xe2\x82\x81\xe2\x82\x89\xe2\x82\x80 haya escapado de la resonancia 8:3 de Neptuno.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b Si el encuentro con el quinto planeta deja a Neptuno con una gran excentricidad, -los ejes principales de los objetos de perihelio alto se distribuir\xc3\xadan m\xc3\xa1s sim\xc3\xa9tricamente sobre las resonancias de Neptuno,\xe2\x80\x8b a diferencia de los objetos observados por OSSOS.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_La din\xc3\xa1mica del disco disperso que deja la migraci\xc3\xb3n de Neptuno var\xc3\xada con la distancia. Durante la migraci\xc3\xb3n de Neptuno hacia el exterior, muchos objetos se dispersan en \xc3\xb3rbitas con semiejes mayores por encima de 50 AU. Al igual que en el cintur\xc3\xb3n de Kuiper, algunos de estos objetos son capturados y permanecen en resonancia con Neptuno, mientras que otros escapan de la resonancia en \xc3\xb3rbitas estables despu\xc3\xa9s de elevar su perihelio. Otros objetos con perihelio cerca de Neptuno tambi\xc3\xa9n permanecen al final de la migraci\xc3\xb3n de Neptuno. Las \xc3\xb3rbitas de estos objetos dispersos var\xc3\xadan con el tiempo a medida que contin\xc3\xbaan interactuando con Neptuno, y algunos de ellos ingresan en \xc3\xb3rbitas cruzando las de otros planetas, convirti\xc3\xa9ndose brevemente en centauros o cometas antes de ser expulsados \xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8bdel Sistema Solar. Aproximadamente el 80\xc2\xa0% de los objetos entre 50 y 200 UA tienen \xc3\xb3rbitas estables, resonantes o separadas, con semiejes mayores que var\xc3\xadan menos de 1.5 UA cada mil millones de a\xc3\xb1os. El 20\xc2\xa0% restante est\xc3\xa1 dispersando activamente objetos con semiejes mayores que var\xc3\xadan significativamente debido a las interacciones con Neptuno. M\xc3\xa1s all\xc3\xa1 de 200 UA la mayor\xc3\xada de los objetos en el disco disperso se esparcen activamente. La masa total depositada en el disco disperso es aproximadamente el doble que la del cintur\xc3\xb3n de Kuiper cl\xc3\xa1sico, con aproximadamente el 80\xc2\xa0% de los objetos que sobreviven hasta el presente con semiejes mayores de menos de 200 UA.\xe2\x80\x8b. Los objetos desprendidos de menor inclinaci\xc3\xb3n se vuelven m\xc3\xa1s escasos al aumentar el semieje mayor,\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b posiblemente debido a resonancias medias de movimiento estables, o a la resonancia de Kozai dentro de estas resonancias, lo que requiere una inclinaci\xc3\xb3n m\xc3\xadnima que aumenta con el semieje mayor.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nNube del planeta Nueve\n_START_PARAGRAPH_\nSi el hipot\xc3\xa9tico planeta Nueve existe y estuvo presente durante la migraci\xc3\xb3n del planeta gigante, se formar\xc3\xada una nube de objetos con semiejes mayores similares. Los objetos diseminados hacia semiejes mayores de m\xc3\xa1s de 200 UA tendr\xc3\xadan su perihelio elevado por los efectos din\xc3\xa1micos del planeta Nueve, que los desvincula de la influencia de Neptuno. Los semiejes mayores de los objetos controlados din\xc3\xa1micamente por el Planeta Nueve se centrar\xc3\xadan en su semieje mayor, que oscilar\xc3\xada entre 200 UA y ~ 2000 UA, y la mayor\xc3\xada de los objetos tienen semiejes mayores que el del Planeta Nueve. Sus inclinaciones ser\xc3\xadan aproximadamente isotr\xc3\xb3picas, que van hasta 180 grados. El perihelio de estos objetos circular\xc3\xada durante per\xc3\xadodos de m\xc3\xa1s de 100 millones de a\xc3\xb1os, devolviendo a muchos a la influencia del Neptuno. La masa estimada restante en el momento actual es 0.3 - 0.4 masas de la Tierra.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nNube de Oort\n_START_PARAGRAPH_\nAlgunos de los objetos diseminados en \xc3\xb3rbitas muy distantes durante la migraci\xc3\xb3n del planeta gigante ser\xc3\xadan capturados en la nube de Oort. La nube exterior de Oort, con semieje mayor de m\xc3\xa1s de 20.000 UA, se forma r\xc3\xa1pidamente a medida que la marea gal\xc3\xa1ctica extiende el perihelio del objeto m\xc3\xa1s all\xc3\xa1 de las \xc3\xb3rbitas de los planetas gigantes. La nube interna de Oort se forma m\xc3\xa1s lentamente, desde el exterior hacia dentro, debido al efecto m\xc3\xa1s d\xc3\xa9bil de la marea gal\xc3\xa1ctica sobre los objetos con semiejes mayores m\xc3\xa1s peque\xc3\xb1os. La mayor\xc3\xada de los objetos capturados en la nube exterior de Oort son esparcidos por Saturno, sin encontrarse con J\xc3\xbapiter, y algunos est\xc3\xa1n dispersos hacia afuera por Urano y Neptuno. Los capturados en la nube interna de Oort son principalmente dispersados \xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8bpor Neptuno. Aproximadamente el 6.5\xc2\xa0% de los planetesimales m\xc3\xa1s all\xc3\xa1 de la \xc3\xb3rbita inicial de Neptuno, sumando aproximadamente 1.3 masas de la Tierra, son capturados en la nube de Oort con aproximadamente el 60\xc2\xa0% en la nube interna.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Los objetos tambi\xc3\xa9n pueden haber sido capturados anteriormente y de otras fuentes. Cuando el sol complet\xc3\xb3 su nacimiento, los objetos del c\xc3\xbamulo pudieron haber sido capturados en la nube de Oort desde otras estrellas.\xe2\x80\x8b Si el disco de gas se extend\xc3\xada m\xc3\xa1s all\xc3\xa1 de las \xc3\xb3rbitas de los planetas gigantes cuando despejaban sus vecindarios, los objetos del tama\xc3\xb1o de un cometa se ralentizar\xc3\xadan alcanzando la nube de Oort.\xe2\x80\x8b Sin embargo, si Urano y Neptuno se formaron m\xc3\xa1s tarde, algunos de los objetos despejados de su vecindad despu\xc3\xa9s de disiparse el disco de gas pudieron ser capturados en la nube de Oort.\xe2\x80\x8b Si el Sol estaba en su etapa de nacimiento en este momento, o durante la migraci\xc3\xb3n planetaria si hubiera ocurrido en estados tempranos, la nube de Oort formada ser\xc3\xada m\xc3\xa1s compacta.\xe2\x80\x8b'