Lemodèle de Nice est un scénario décrivant laformation et l'évolution duSystème solaire. Il est nommé ainsi, car il fut initialement développé en2005 à l'Observatoire de la Côte d'Azur, àNice enFrance[1],[2]. Il propose que lesplanètes géantes aientmigré depuis une configuration initiale compacte vers leurs positions actuelles, longtemps après la dissipation dudisque de gaz protoplanétaire. En cela, ce scénario diffère desmodèles plus anciens de formation du Système solaire. Cette migration planétaire est utilisée dans lessimulations dynamiques du Système solaire pour expliquer les événements historiques, tels que lebombardement massif tardif duSystème solaire interne, la formation dunuage d'Oort, l'existence des populations depetits corps du Système solaire incluant laceinture de Kuiper, lesastéroïdes troyens deJupiter et deNeptune et le nombre desobjets en résonance transneptunienne dominés parNeptune. 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[2]. Il n'est cependant pas universellement accepté au sein desplanétologues. Il ne parvient notamment pas à expliquer complètement la formation du système de satellites extérieurs et la ceinture de Kuiper (voirci-dessous).
Le cœur du modèle de Nice est un triplet d'articles publiés dans la revue scientifique généralisteNature 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)[3],[4],[5]. Dans ces publications, les quatre auteurs proposent qu'après la dissipation du gaz et de la poussière du disque solaire primordial, les quatregéantes gazeuses (Jupiter,Saturne,Uranus etNeptune) étaient, à l'origine, placées sur des orbites quasi circulaires à des distances d'environ 5,5 à 17 unités astronomiques (au), donc bien plus proches et plus compactes qu'à présent. Un disque dense et large de petitsplanétésimaux deroches et deglaces, représentant au total environ35 masses terrestres, s'étendait de l'orbite de la plus lointaine géante jusqu'à quelque 35 au.
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 que leurs orbites en sont modifiées sous l'effet de l'assistance gravitationnelle. Les planètes intérieures se dispersent en échangeant leursmoments 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 deSaturne,Uranus etNeptune vers l'extérieur[6]. 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 les éjecte même littéralement du Système solaire. Cela amène, en revanche, Jupiter à se déplacer légèrement vers l'intérieur[7].
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 leurrésonance orbitale 1:2. Cette résonance accroît leursexcentricités orbitales et déstabilise entièrement le système planétaire. La disposition des planètes géantes se modifie alors rapidement et considérablement[8]. Jupiter déplace Saturne jusqu'à sa position actuelle, et cette délocalisation cause des rencontres gravitationnelles mutuelles entre Saturne et les deux autresgéantes de glaces (Neptune et Uranus), qui sont propulsées sur des orbites bien plus excentriques. Ces deux géantes 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[4]. Certains de ces planétésimaux sont jetés dans le Système solaire interne, produisant un soudain afflux d'impacts sur lesplanètes telluriques : legrand bombardement tardif[3].
Finalement, les planètes géantes atteignent leurs orbites actuelles (demi-grand axe fixé) et lesfrictions dynamiques avec le reste du disque planétésimal réduisent leurs excentricités et rendent les orbites d'Uranus et de Neptune à nouveau circulaires[9].
Dans presque 50 % des modèles initiaux de Tsiganiset al., Neptune et Uranus échangent aussi leur ordre après un milliard d'années (un cinquième de l'âge du Système solaire)[4]. Toutefois, les résultats ne correspondent à une équirépartition de la masse dans le disque protoplanétaire, et ne rendent compte de la masse des planètes que si l'interversion a bien eu lieu[1].
Pour étudier l'évolution du Système solaire, dessimulations numériques ont donc été effectuées.Selon les conditions initiales programmées, les simulations dynamiques ont établi la formation de populations d'objets épars ayant des caractéristiques différentes. En étudiant les différentes configurations initiales possibles les astrophysiciens observent d'importantes variations dans la taille des populations, et les propriétés orbitales de leurs membres.Prouver un modèle d'évolution du début du Système solaire est ardu, puisque cette évolution ne peut être directement observée[8]. Néanmoins, le succès de tout modèle dynamique peut être jugé en comparant les prévisions de population à partir des simulations aux observations astronomiques de ces populations[8]. À l'heure actuelle, les modèles informatiques du Système solaire, qui sont configurés avec les conditions initiales du scénario de Nice correspondent le mieux à de nombreux aspects du Système solaire observé[10].
La liste et les caractéristiques des cratères de laLune et de notreTerre sont l'un des témoignages forts qui attestent du bombardement massif tardif : une intensification du nombre d'impacteurs, environ600 millions d'années après la formation du Système solaire. Le nombre deplanétésimaux qui auraient atteint la Lune selon le modèle de Nice est cohérent avec la liste et la chronologie des cratères d'impacts observés sur la Lune pendant legrand bombardement tardif.
Durant la période faisant suite à larésonance 2:1 entre Jupiter et Saturne, des perturbations orbitales combinées aux influences gravitationnelles des géantes qui migraient, auraient rapidement déstabilisé tout groupe troyen préexistant sur lespoints de Lagrange L4 et L5 de Jupiter et de Neptune[11]. Durant cette période également, la région co-orbitale troyenne est dite « dynamiquement ouverte »[2]. Selon le modèle de Nice, les planétésimaux quittant le disque perturbé croisent cette région en grand nombre, pour l'occuper temporairement. À la fin de la période d'instabilité orbitale, la région Troyenne est « dynamiquement fermée », elle capture alors les planétésimaux qui y sont présents. Les populations troyennes actuelles ont été acquises parmi ces planétésimaux dispersés de la ceinture primordiale[5]. La population simulée a le même angle de libération, la même excentricité et les larges inclinaisons orbitales que lesastéroïdes troyens de Jupiter[5]. Leurs inclinaisons n'avaient jusqu'alors jamais été expliquées[2].
Ce mécanisme génère de la même façon les astéroïdes troyens de Neptune[2].
Un grand nombre de planétésimaux auraient également été capturés dans la partie extérieure de laceinture principale, à une distance supérieure à 2,6 au, et dans la région dugroupe de Hilda[12]. Ces objets capturés auraient alors subi une érosion induite par des collisions, engendrant le broyage de la population en plus petits fragments qui auraient pu ensuite être déplacés par l'action duvent solaire et de l'effet YORP, éliminant plus de 90 % d'entre eux (Bottkeet al.[12]). La taille et la fréquence de distribution des populations établies par simulation à la suite de l'érosion concordent parfaitement avec les observations astronomiques[12]. Cela suggère que les Troyens Joviens, Hildas et quelques-uns de la ceinture extérieure principale, tous lesAstéroïdes detype D, sont les planétésimaux restant de cette capture et du processus d'érosion[12], et peut-être même la planète naineCérès[13].
Toutes les populations originaires dessatellites irréguliers capturées par des mécanismes traditionnels, trainées ou poussées depuis les disques d'accrétion[14], auraient été perdues lors de l'interaction des planètes pendant la période d'instabilité du système planétaire[4]. Dans le modèle de Nice, un grand nombre de planétésimaux interagissent avec les planètes extérieures à cette époque, et certains sont capturés au cours d'interactions avec les planètes. La probabilité pour chaque planétésimal d'être capturé par unegéante de glaces est relativement élevée, quelque 10−7[15]. Ces nouveaux satellites pourraient être captés selon n'importe quel angle ou presque, donc, contrairement auxsatellites réguliers deSaturne,Uranus etNeptune, ils ne sont pas nécessairement sur l'orbite équatoriale des planètes. L'orbite deTriton, la plus grande lune de Neptune, peut être expliquée par une capture impliquant une interaction à trois corps, perturbant un planétoïde binaire, dont Triton était le membre le moins massif (Cuk & Gladman 2005). Néanmoins, ces perturbations binaires ne seraient pas à l'origine, en général, d'un grand nombre de petits satellites irréguliers[16]. En effet, certains satellites irréguliers pourraient avoir été échangés entre les planètes.
Les irrégularités orbitales obtenues correspondent bien avec celles des populations observées, au regard de leurs demi-grands axes, de leurs inclinaisons et de leurs excentricités, mais pas au regard de la distribution de leur taille[15]. Les collisions subséquentes entre ces différents satellites capturés pourraient avoir créé les supposéesfamilles d'impactés qui sont observées aujourd'hui. Ces collisions sont également nécessaires pour expliquer l'érosion et la distribution des tailles actuelles de la population.
Il n'y aurait pas eu assez d'interactions avecJupiter dans les simulations réalisées pour expliquer le cortège des satellites irréguliers de Jupiter. Cela suggère, soit qu'il y ait eu un second mécanisme concernant cette planète, soit que les paramètres du modèle de Nice nécessitent d'être révisés[15].
La migration des planètes extérieures est également nécessaire pour rendre compte de l'existence et des propriétés des régions les plus éloignées duSystème solaire[9]À l'origine, laceinture de Kuiper était bien plus dense et proche duSoleil, avec une périphérie située approximativement à 30 au. Sa bordure intérieure débutait probablement juste au-delà de l'orbiteUranus et deNeptune, qui étaient alors bien plus proches du soleil (le plus vraisemblablement entre 15 et 20 au), et sur des orbites plus ou moins diamétralement opposées, Uranus étant alors plus éloignée du soleil que Neptune[3],[9].
Quelques-uns desobjets épars, notammentPluton, deviennent alors gravitationnellement liés à l'orbite de Neptune, contraints à unerésonance orbitale[17].Le modèle de Nice explique de manière privilégiée la place actuelle de la ceinture de Kuiper en résonance orbitale avec Neptune, particulièrement larésonance 2:5. Au moment où Neptune migre vers l'extérieur, elle s'approche d'objets de la proto-ceinture de Kuiper, capturant certains d'entre eux dans différentes résonances et en envoyant d'autres sur des orbites chaotiques. On soupçonne que lesobjets épars ont été placés sur leurs positions actuelles par des interactions avec des résonances temporaires lors de la migration de Neptune[18].
Cependant, le modèle de Nice ne parvient toujours pas à rendre compte de bon nombre des caractéristiques de cette distribution. Il peut rendre compte despopulations chaudes (populations des objets placés sur des orbites fortement inclinées) de la ceinture de Kuiper, mais pas de la faibleinclinaison des populations froides.
Les deux populations ne possèdent pas seulement des orbites différentes, mais des compositions différentes, la population froide est nettement plus rouge que la chaude, ce qui suggère qu'elle a été formée dans une région différente. La population chaude est censée s'être formée près de Jupiter, et s'être fait éjecter par les mouvements entre lesgéantes gazeuses. La population froide, elle, est supposée s'être formée plus ou moins autour de sa position actuelle, même si elle peut avoir également été par la suite balayée vers l'extérieur par Neptune au cours de sa migration[19]. Citant l'un des articles scientifiques, « les problèmes continuent de défier les techniques analytiques et lasimulation informatique par des matériels et des logiciels plus performants »[20].
Les corps dispersés par Jupiter sur des orbites très elliptiques expliqueraient la formation du nuage d'Oort[9] et les corps dispersés sur des orbites moins elliptiques par la migration de Neptune auraient selon ce modèle formé la ceinture de Kuiper actuelle en dispersant le disque[9].
