{{위키데이터 속성 추적}}
'''니스 모형'''({{lang|en|Nice model}}, {{llang|fr|[[니스 (프랑스)|Nice]]}})은 [[태양계]]의 [[태양계의 형성과 진화|역학적 진화]]에 대한 하나의 모형으로, 2005년 모형이 처음 개발된 [[코트다쥐르 천문대]]의 위치인 [[프랑스]]의 도시 [[니스 (프랑스)|니스]]의 이름을 땄다.<ref name="Desch07-pressrelease">{{웹 인용|url=http://www.eurekalert.org/pub_releases/2007-12/asu-sss121107.php |title=Solving solar system quandaries is simple: Just flip-flop the position of Uranus and Neptune |date=11 Dec 2007 |work=Press release |publisher=Arizona State University |accessdate=2009-03-22 }}</ref><ref name="Desc07">{{저널 인용
|last=Desch |first=S. |date=2007 |title=Mass Distribution and Planet Formation in the Solar Nebula |journal=The Astrophysical Journal |volume=671 |number=1 |pages=878–893 |doi=10.1086/522825 |bibcode= 2007ApJ...671..878D}}</ref><ref name="Crida2009">{{서적 인용|last=Crida |first=A. |date=2009 |title=Solar System formation |journal=Reviews in Modern Astronomy |volume=21 |pages=215–227 |arxiv=0903.3008 |bibcode= 2009RvMA...21..215C |doi=10.1002/9783527629190.ch12|isbn=9783527629190}}</ref> 니스 모형은 [[목성형 행성]]이 [[원시 행성계 원반]]의 소멸 이후 기존의 밀집 분포에서 [[행성 이동]]을 통해 현재의 위치로 옮겨갔다는 내용으로, 태양계 형성에 대한 기존 모형과 다르다. 행성 이동은 [[후기 대폭격]], [[오르트 구름]]의 형성, [[카이퍼대]]와 [[목성 트로이군]]의 형성, [[공명 해왕성 바깥 천체]]의 존재에 대한 설명을 위해 도입되었다. 니스 모형은 관측되는 태양계의 모습 대부분을 재현해낼 수 있어 현재 가장 가능성이 높은 모형으로 받아들여지고 있으나,<ref name="Crida2009"/> 이후 연구에서 지구형 행성과 소행성의 궤도 등, 니스 모형에서의 예측과 현재 태양계의 차이가 발견되어, 모형 일부가 수정되었다.

[[파일:Lhborbits.png|섬네일|500px|외행성과 미행성대를 보여주는 시뮬레이션으로, a) 목성과 토성이 2:1 공명에 이르기 전의 설정, b) 해왕성(짙은 파랑)과 천왕성(옅은 파랑)의 궤도 이동 이후 내태양계에서의 미행성 산란, c) 행성에 의한 미행성의 방출 이후를 보여주고 있다.<ref name="Gomes05">{{저널 인용|title=Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets |author=R. Gomes |author2=H. F. Levison |author3=K. Tsiganis |author4=A. Morbidelli |journal=Nature |date=2005 |volume=435 |issue=7041 |pages=466–9 |url=https://core.ac.uk/download/pdf/52744366.pdf |doi=10.1038/nature03676 |pmid=15917802 |bibcode= 2005Natur.435..466G}}</ref>]]

==내용==
니스 모형의 기초는 2005년 [[네이처]]에 실린 세 논문에서 유래했으며, 여러 과학자의 국제 협력을 통해 만들어졌다.<ref name="Gomes05" /><ref name="Tsiganis05">{{저널 인용|last=Tsiganis |first=K. |first2=R. |last2=Gomes |first3=A. |last3=Morbidelli |first4=H. |last4=F. Levison |date=2005 |title=Origin of the orbital architecture of the giant planets of the Solar System |journal=Nature
|volume=435 |issue=7041 |pages=459–461 |url= https://www-n.oca.eu/morby/papers/nature-papers-5-26-05.pdf |doi=10.1038/nature03539 |pmid=15917800 |bibcode= 2005Natur.435..459T}}</ref><ref name="Morbidelli05">{{저널 인용|last=Morbidelli |first=A. |author2=Levison, H.F. |author3=Tsiganis, K. |author4= Gomes, R.
|date=2005 |title=Chaotic capture of Jupiter's Trojan asteroids in the early Solar System |journal=Nature |volume=435 |issue=7041 |pages=462–465 |oclc=112222497 |doi=10.1038/nature03540 |url=http://www.oca.eu/michel/PubliGroupe/MorbyNature2005.pdf |archiveurl=https://web.archive.org/web/20140221023210/https://www-n.oca.eu/michel/PubliGroupe/MorbyNature2005.pdf |archivedate=21 February 2014 |pmid=15917801 |bibcode= 2005Natur.435..462M}}</ref> 이 논문의 주요 내용은, 원시 태양계 원반에서 먼지와 기체가 사라진 직후 [[목성형 행성]] 4개는 현재보다 더 가깝고 밀집된, 5.5 ~ 17 [[천문단위|AU]] 근방의 원 궤도를 돌고 있었으며, 먼지와 얼음으로 이루어진 [[미행성]] 무리는 마지막 목성형 행성이 있는 궤도부터 35 AU 지점까지 퍼져 있었다는 것이다.

===태양계 형성===
니스 모형에 따른 행성계 형성 과정은 다음과 같다.

미행성대의 안쪽에 있는 미행성들은 바깥쪽의 목성형 행성과 중력적인 상호작용을 통해 [[각운동량]]을 교환하며, 미행성을 태양계 안쪽으로 흩뿌리며 반작용으로 [[행성 이동|행성이 바깥으로 향하게 된다]]. 이 과정은 행성별로 차례차례 반복되어, [[토성]], [[천왕성]], [[해왕성]]이 태양계 바깥쪽으로 이동하게 된다.<ref name="G. Jeffrey Taylor">{{웹 인용|url=http://www.psrd.hawaii.edu/Aug01/bombardment.html |title= Uranus, Neptune, and the Mountains of the Moon |work= Planetary Science Research Discoveries |date=21 August 2001 |author=G. Jeffrey Taylor |publisher= Hawaii Institute of Geophysics &amp; Planetology |accessdate=2008-02-01}}</ref> 목성은 다른 행성에 비해 중력이 세기 때문에, 미행성이 목성과 만나면 미행성은 이심률이 높은 궤도로 옮겨가거나 태양계 바깥으로 튕겨나가게 되며, 반작용으로 목성은 태양계 안쪽으로 이동한다.<ref name="Hahn05">{{저널 인용|author=Joseph M. Hahn|first2=Renu |last2=Malhotra|date=13 July 2005|title=Neptune's Migration into a Stirred–Up Kuiper Belt: A Detailed Comparison of Simulations to Observations|journal=Astronomical Journal|volume=130 |issue=5 |pages=2392–2414|arxiv=astro-ph/0507319|doi=10.1086/452638|bibcode= 2005AJ....130.2392H}}</ref>

몇억 년에 걸친 이동 과정을 거치며 목성과 토성은 2:1 [[궤도 공명]]에 들어가게 되며, 결과적으로 두 행성의 [[궤도 이심률]]이 증가해 태양계 전체의 안정성이 붕괴한다. 목성형 행성의 배치는 급격하게 변화한다.<ref name="Geotimes05">{{웹 인용|title=Orbital shuffle for early solar system|first=Kathryn|last= Hansen
|publisher=Geotimes|url=http://www.geotimes.org/june05/WebExtra060705.html|date=June 7, 2005|accessdate=2007-08-26}}</ref> 목성의 중력적 영향을 받아 토성은 현재 토성의 위치까지 밀려나게 되고, 천왕성과 해왕성은 토성의 영향으로 바깥으로 더 밀려나 바깥쪽의 안정한 미행성대로 진입하여, 미행성을 대량으로 산란시키며, 이 과정으로 미행성대는 99% 산란되어 거의 사라지다시피 하게 된다. 이 시나리오는 현재 [[해왕성 바깥 천체]]의 구성원 수가 적은 이유를 설명하며,<ref name="Tsiganis05"/> 산란된 미행성의 일부는 내태양계로 진입하여 [[후기 대폭격]]을 일으켰다고 연관시킬 수 있다.<ref name="Gomes05"/>

목성형 행성은 결과적으로 현재의 위치까지 이동하며, 천왕성과 해왕성은 남아있는 미행성대 일부와 중력적 마찰을 일으켜 궤도 형태가 다시 원 궤도로 바뀐다.<ref name=Levinson2007/> 모형 일부에서는 천왕성과 해왕성의 위치가 교체된다고 설명하는데,<ref name=Tsiganis05/> 이는 원시 행성계 원반의 밀도가 태양과의 거리가 멀어질수록 감소하여, 생성되는 행성의 크기가 감소할 것이라는 예측과의 일관성을 위해서이다.<ref name="Desch07-pressrelease"/>

[[파일:Tsiganis2005-1.svg |300px|섬네일|니스 모형에 따라 시뮬레이션한 네 목성형 행성의 [[행성 이동]].]]

==태양계의 모습==
초기 조건을 다르게 설정하여 태양계의 모습을 시뮬레이션하면 매우 다양한 모습이 산출되며, 니스 모형에서 초기 조건은 변할 수 있으므로, 천체의 수와 궤도의 모습은 조건마다 독특하게 나타난다.

초기 태양계의 진화를 직접 관찰할 수는 없으므로, 모형을 [[증명 (수학)|증명]]하는 것은 아주 어렵다.<ref name="Geotimes05"/> 하지만 시뮬레이션의 결과와 현재 태양계의 모습을 비교함으로서 모형의 정확성을 측정할 수 있으며,<ref name="Geotimes05"/> 현재는 니스 모형을 통해 계산한 태양계의 모습이 현재 천문 관측 결과와 제일 잘 일치한다.<ref name=Johnson08>{{웹 인용|author=T. V. Johnson|author2=J. C. Castillo-Rogez|author3=D. L. Matson|author4=A. Morbidelli|author5=J. I. Lunine|title=Constraints on outer Solar System early chronology|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/bombardment2008/pdf/3018.pdf|publisher=Early Solar System Impact Bombardment conference (2008)|accessdate=2008-10-18}}</ref>

===후기 대폭격===
{{본문|후기 대폭격}}
[[달]] 및 다른 지구형 행성에 남아있는 충돌구는 후기 대폭격의 대표적인 증거로, 태양계가 형성된 후 6억 년 후에 행성과 충돌한 소행성의 수가 급증한 현상이다. 니스 모형에서는 초기에 외곽의 미행성대가 천왕성 및 해왕성의 영향으로 흐트러져 내행성의 궤도로 침투하여 얼음 미행성에 의한 충돌이 급증하고, 이후 목성형 행성의 영향으로 소행성대의 소행성도 태양계 안쪽으로 향해 암석질 미행성과의 충돌이 급증한다.<ref name="Gomes05"/> 이 과정을 통해 달과 충돌하리라 예상되는 미행성 수는 후기 대폭격의 충돌구 기록에서 계산되는 수와 비슷하지만,<ref name="Gomes05"/> 남아있는 소행성의 분포는 계산이 관측에 부합하지 않는다.<ref name="Morbidelli_Basser_2010"/>

후기 대폭격으로 인해 목성의 위성 [[가니메데 (위성)|가니메데]]에서는 [[행성 분화]]가 촉진되었지만, [[칼리스토 (위성)|칼리스토]]에서는 행성 분화가 일어나지 않았다.<ref name="Baldwin_2010">{{웹 인용|last1=Baldwin|first1=Emily|title=Comet impacts explain Ganymede-Callisto dichotomy|url=http://astronomynow.com/news/n1001/25galilean/|website=Astronomy Now|accessdate=23 December 2016}}</ref> 토성의 위성에는 얼음 미행성이 대량으로 충돌했지만, 결과적으로 얼음은 모두 승화되어 없어졌다.<ref name="Nimmo_Korycansky_2012">{{저널 인용|last1=Nimmo|first1=F.|last2=Korycansky|first2=D. G.|title=Impact-driven ice loss in outer Solar System satellites: Consequences for the Late Heavy Bombardment|journal=Icarus|date=2012|volume=219|issue=1|pages=508–510|doi=10.1016/j.icarus.2012.01.016|bibcode= 2012Icar..219..508N}}</ref>

===트로이군 및 소행성대===
목성과 토성이 2:1 궤도 공명에 들어가면 두 행성의 중력 교란으로 목성과 천왕성의 L<sub>4</sub> 및 L<sub>5</sub>에 있는 [[트로이군]] 천체가 탈출하고, 바깥쪽 미행성대에서 새로운 천체가 포획된다.<ref name=Levison1997>{{저널 인용
|title=Dynamical evolution of Jupiter's Trojan asteroids |author=Levison, Harold F. |author2=Shoemaker, Eugene M. |author3=Shoemaker, Carolyn S. |journal=Nature |volume=385 |issue=6611 |pages=42–44 |date=1997 |doi=10.1038/385042a0 |bibcode= 1997Natur.385...42L}}</ref> 트로이군 천체는 칭동을 겪고, 주기적으로 L<sub>4</sub> 및 L<sub>5</sub> 지점으로 이동한다. 목성과 토성이 서로 가깝게 위치하지만 공명을 일으키지 않을 때는 목성과 토성이 접근하는 지점이 서서히 순환하는데, 이 순환의 주기와 트로이군의 칭동 주기가 공명을 일으킬 경우 트로이군 상태를 벗어날 정도까지 칭동이 커진다.<ref name="Morbidelli05"/> 결과적으로 트로이군 공공전 지역은 역학적 개방 상태가 되어, 천체가 이 지역에 자유롭게 진입 및 탈출할 수 있다. 최초의 트로이군은 다수 탈출하고 교란을 겪은 미행성대 천체가 트로이군이 되며,<ref name="Crida2009"/> 목성과 토성이 멀리 떨어져 트로이군 지역이 역학적 폐쇄 상태가 되면 트로이군 지역에 있는 미행성이 포획되어, 현재까지 남아있게 된다.<ref name="Morbidelli05"/> 포획된 트로이군의 궤도 경사는 행성과의 잦은 접근이 원인이라고 설명할 수 있다.<ref name="Crida2009"/> 시뮬레이션으로 산출된 트로이군의 칭동각과 궤도 이심률은 현대의 [[목성 트로이군]] 궤도와 일치한다.<ref name="Morbidelli05"/> 시뮬레이션에서 이 과정과 비슷하게 [[해왕성 트로이군]]이 형성된다.<ref name="Crida2009"/>

목성이 안쪽으로 이동할 때 많은 미행성이 목성과의 궤도 공명에 포획되었을 수 있다. 3:2 공명에 남은 소행성은 [[힐다족]]을 형성하고, 궤도 긴반지름이 2.6 AU보다 크면 [[소행성대]] 바깥쪽의 안정한 궤도에 진입하였다.<ref name="levison_etal_2009">{{저널 인용|last1=Levison|first1=Harold F.|last2=Bottke|first2=William F.|last3=Gounelle|first3=Matthieu|last4=Morbidelli|first4=Alessandro|last5=Nesvorny|first5=David|last6=Tsiganis|first6=Kleomeis|title=Contamination of the asteroid belt by primordial trans-Neptunian objects|journal=Nature|date=2009|volume=460|issue=7253|pages=364–366|doi=10.1038/nature08094|pmid=19606143|bibcode= 2009Natur.460..364L}}</ref> 포획된 천체끼리는 서로 충돌을 겪으며 크기가 지속적으로 작아져, [[야르콥스키 효과]]와 [[포인팅-로버트슨 효과]]를 받으며 점점 태양 쪽으로 향하게 되며, 결과적으로 소행성대의 질량 90% 가량이 사라지게 된다.<ref name="Bottke2008">{{저널 인용|last=Bottke |first=W. F.|author2=Levison, H. F. |author3=Morbidelli, A. |author4= Tsiganis, K.|date=2008|title=The Collisional Evolution of Objects Captured in the Outer Asteroid Belt During the Late Heavy Bombardment|journal=39th Lunar and Planetary Science Conference|issue=LPI Contribution No. 1391|volume=39 |pages=1447|bibcode=2008LPI....39.1447B}}</ref> 현재 존재하는 소행성의 크기-빈도 분포는 이 과정을 따랐을 때의 예상치와 일치한다.<ref name="Bottke2008"/>

===외태양계 위성===
강착 원반과 관련된, 고전적인 방법으로 형성된 [[불규칙 위성]]은 불안정성이 큰 기간 동안 사라질 가능성이 높다.<ref name="Tsiganis05"/> 니스 모형에서는 천왕성 및 해왕성이 미행성대에 진입하며 미행성대가 교란을 겪으며, 미행성 일부는 이 과정 중 행성에 포획될 수 있다. 임의의 미행성이 행성에 포획될 확률은 계산 결과 비교적 높은 10<sup>−7</sup>로 밝혀졌다.<ref name="Nesvorný07">{{저널 인용|last=Nesvorný |first=D.|author2=Vokrouhlický, D. |author3=Morbidelli, A.|date=2007
|title=Capture of Irregular Satellites during Planetary Encounters|journal=The Astronomical Journal|volume=133 |issue=5 |pages=1962–1976|bibcode=2007AJ....133.1962N|doi=10.1086/512850}}</ref> 이 과정을 통하면 위성의 포획은 어떠한 각도로도 일어날 수 있으며, 따라서 규칙 위성과 다르게 행성의 적도면과 궤도면이 비슷할 이유가 없다. 결과적으로 형성되는 불규칙 위성의 궤도는 현대 관측과 부합한다.<ref name="Nesvorný07"/> 포획된 위성 간의 충돌을 통해 현재 관측되는 위성군이 형성되었을 것으로 추정되며,<ref name="Nesvorny_etal_2004">{{저널 인용|last1=Nesvorný|first1=David|last2=Beaugé|first2=Cristian|last3=Dones|first3=Luke|title=Collisional Origin of Families of Irregular Satellites|journal=The Astronomical Journal|date=2004|volume=127|issue=3|pages=1768–1783|doi=10.1086/382099|bibcode=2004AJ....127.1768N}}</ref> 이론적으로도 현대의 위성 분포를 설명하기 위해서도 충돌이 필요하다.<ref name="Bottke_etal_2010">{{저널 인용|last1=Bottke|first1=William F.|last2=Nesvorný|first2=David|last3=Vokrouhlick|first3=David|last4=Morbidelli|first4=Alessandro|title=The Irregular Satellites: The Most Collisionally Evolved Populations in the Solar System|journal=The Astronomical Journal|date=2010|volume=139|issue=3|pages=994–1014|doi=10.1088/0004-6256/139/3/994|bibcode=2010AJ....139..994B|citeseerx=10.1.1.693.4810}}</ref>

[[트리톤 (위성)|트리톤]]은 두 미행성의 상호작용으로 포획된 것으로 추정되기도 하는데,<ref name="Agnor_Hamilton_2006">{{저널 인용|last1=Agnor|first1=Craig B.|last2=Hamilton|first2=Douglas B.|title=Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter|journal=Nature|date=2006|volume=441|issue=7090|pages=192–194|doi=10.1038/nature04792|pmid=16688170|bibcode= 2006Natur.441..192A}}</ref> 트리톤은 태양계 형성 초기에 기체의 감속 효과로 포획되었을 가능성이 더 높다는 점에서 의문의 여지가 크다.<ref name="Vokrouhlicky_etal_2008">{{저널 인용|last1=Vokrouhlický|first1=David|last2=Nesvorný|first2=David|last3=Levison|first3=Harold F.|title=Irregular Satellite Capture by Exchange Reactions|journal=The Astronomical Journal|date=2008|volume=136|issue=4|pages=1463–1476|doi=10.1088/0004-6256/136/4/1463|bibcode=2008AJ....136.1463V|citeseerx=10.1.1.693.4097}}</ref>

시뮬레이션 상으로 태양계를 만들어낼 수 있는 조건에서는 목성의 불규칙 위성이 형성되지 못하는데, 이는 현재 알려지지 않은 제2의 작용 기전이 존재하거나 시뮬레이션에서 기체 행성의 궤도 변화를 충분히 재현하지 못한다는 뜻으로 보여지고 있다.<ref name="Nesvorný07"/>

===카이퍼대의 형성===
태양계 외곽 지역을 설명하기 위해서도 외행성의 이동을 가정할 수 있다.<ref name=Levinson2007>{{저널 인용|first=Harold F. |last=Levison|title=Origin of the Structure of the Kuiper Belt during a Dynamical Instability in the Orbits of Uranus and Neptune|date=2007|journal=Icarus|volume=196 |issue=1 |pages=258–273|arxiv=0712.0553|bibcode=2008Icar..196..258L|doi=10.1016/j.icarus.2007.11.035|name-list-format=vanc|first2=Alessandro |last2=Morbidelli|first3=Christa |last3=Van Laerhoven|last4=Gomes|first4=Rodney S.|last5=Tsiganis|first5=Kleomenis}}</ref> 카이퍼대는 원래 바깥쪽 끝이 30 AU, 안쪽 끝이 천왕성 및 해왕성의 위치인 15~20 AU밖에 되지 않을 정도로 태양과 가까이 있었고,<ref name="Gomes05"/><ref name=Levinson2007/> 행성 간의 섭동으로 해왕성이 카이퍼대로 들어오면 2:1 궤도 공명으로 카이퍼대 전체가 뒤흔들리고, 미행성이 바깥쪽으로 이동한다. 역학적 마찰로 해왕성의 궤도가 원형으로 변하면 밀려난 궤도에서 고정된다. 이 지역은 해왕성과 짧게 상호작용하며 궤도 경사가 크게 바뀌지 않기 때문에, 역학적으로 차가운 지역(Dynamically-cold belt)이라고 부른다. 해왕성의 궤도 이심률이 줄어들면 [[고자이 메커니즘]]을 통해 일부 미행성의 궤도 경사가 증가하고, 나머지는 해왕성과의 궤도 공명을 이룬다. 이 두 경우는 역학적으로 뜨거운 지역(Dynamically-hot belt)를 이루며, 궤도 이심률과 경사가 큰 경향을 보인다.<ref name="Levinson2007"/>

하지만 이 방식으로 설명한 해왕성의 궤도 및 카이퍼대의 분포는 현실과 일부 다르다. 카이퍼대의 평균 궤도 이심률이 현재 0.7인 데 반해 0.10 ~ 0.13 사이로 계산되며, 이심률이 큰 천체가 충분히 만들어지지 않는다. 차가운 천체 중 회색 천체가 완전히 없다는 사실도 설명하지 못한다.<ref name="Levison2008">{{저널 인용|last= Levison |first= Harold F. |authorlink= Harold F. Levison|last2= Morbidelli |first2= Alessandro|last3= VanLaerhoven |first3= Christa|last4= Gomes |first4= Rodney S.|title= Origin of the structure of the Kuiper belt during a dynamical instability in the orbits of Uranus and Neptune|journal= Icarus |volume= 196 |issue= 1 |pages= 258–273|date= 2008-04-03|doi= 10.1016/j.icarus.2007.11.035 |arxiv= 0712.0553 |bibcode= 2008Icar..196..258L}}</ref> 니스 모형에서 예측한 저이심률 천체의 부족은 역학적으로 차가운 천체가 형성된 장소가 현재 존재하는 장소와 같을 가능성이 있음을 암시한다. 차가운 천체는 뜨거운 천체보다 붉은색이 두드러지게 드러나며, 즉 다른 지역에서 형성되어 구성 성분이 다른 것으로 보인다.<ref name="Levison2008"/><ref>{{ArXiv 인용|title=Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs|first=Alessandro |last=Morbidelli|eprint=astro-ph/0512256|date=2006}}</ref> 차가운 천체 중에는 이중 천체가 많은데, 해왕성에 의한 섭동을 받았다면 이중으로 남아있지 못할 가능성이 높다.<ref>{{저널 인용|doi=10.1038/news.2010.522|title=Kuiper Belt may be born of collisions|date=2010|last1=Lovett|first1=Rick|journal=Nature}}</ref> 만약 차가운 천체가 현재 존재하는 위치에서 형성되었다면, 해왕성의 궤도 이심률은 항상 작게 유지되었거나,<ref name="Wolff_etal_2012">{{저널 인용|last1=Wolff|first1=Schuyler|last2=Dawson|first2=Rebekah I.|last3=Murray-Clay|first3=Ruth A.|title=Neptune on Tiptoes: Dynamical Histories that Preserve the Cold Classical Kuiper Belt|journal=The Astrophysical Journal|date=2012|volume=746|issue=2|page=171|doi=10.1088/0004-637X/746/2/171|arxiv=1112.1954|bibcode=2012ApJ...746..171W}}</ref> 천왕성과의 강한 상호작용으로 인해 근일점 세차 운동이 급격히 일어났어야 한다.<ref name="Batygin_etal_2016">{{저널 인용|last1=Batygin|first1=Konstantin|last2=Brown|first2=Michael E.|last3=Fraser|first3=Wesley|title=Retention of a Primordial Cold Classical Kuiper Belt in an Instability-Driven Model of Solar System Formation|journal=The Astrophysical Journal|date=2011|volume=738|issue=1|page=13|doi=10.1088/0004-637X/738/1/13|arxiv=1106.0937|bibcode=2011ApJ...738...13B}}</ref>

===산란원반 및 오르트 구름===
해왕성에 의해 50 AU 바깥쪽으로 산란된 천체는 공명 포획되어 [[산란원반]]의 공명 천체를 이루고, 해왕성과의 공명에서 빠져나오면 산란원반 내의 안정한 궤도에 진입한다.<ref name=Levinson2007/> 천왕성 및 해왕성의 영향으로 5000 AU 이상으로 크게 산란된 천체는 태양계 행성의 중력적 영향을 거의 받지 않게 되고, 궤도 경사가 비교적 작은 [[오르트 구름]]의 안쪽을 이룬다. 이보다 더 바깥쪽으로 간 천체는 궤도 경사가 다양한 오르트 구름의 바깥쪽을 이루며, 다른 항성의 섭동을 받을 수 있다. 목성 및 토성에 의해 산란된 천체는 보통 태양계를 벗어난다.<ref name="Dones_etal_2004">{{저널 인용|last1=Dones|first1=L.|last2=Weissman|first2=P. R.|last3=Levison|first3=H. F.|last4=Duncan|first4=M. J.|title=Oort cloud formation and dynamics|journal=Comets II|volume=323|date=2004|pages=153–174|bibcode=2004ASPC..323..371D}}</ref> 최초의 미행성대 구성원 중 몇 퍼센트 가량이 이 과정으로 사라진다고 추정된다.<ref name="Brasser_Morbidelli_2013">{{저널 인용|last1=Brasser|first1=R.|last2=Morbidelli|first2=A.|title=Oort cloud and Scattered Disc formation during a late dynamical instability in the Solar System|journal=Icarus|date=2013|volume=225|issue=1|pages=40.49|arxiv=1303.3098|doi=10.1016/j.icarus.2013.03.012|bibcode=2013Icar..225...40B}}</ref>

==수정==
{{본문|니스 2 모형|점핑 주피터 시나리오}}
니스 모형은 최초 발표 이후 관측 결과와의 차이가 속속히 밝혀지며 많은 수정을 거쳤다. 유체역학적인 계산을 통해 기체 행성은 모두 서로 일련의 궤도 공명으로 포획된다는 것이 밝혀졌고,<ref name="Morbidelli_2007"/> 또한 목성과 토성의 2:1 궤도 공명을 통해 화성 또한 궤도 공명에 포획되어 내태양계가 불안정해질 정도로 궤도 이심률이 증가할 수 있을 가능성도 나왔다. 다른 지구형 행성 또한 불안정한 기간에 현재의 궤도 수준을 넘는 교란을 겪을 수 있다.<ref name="Brasser_2009"/> 소행성대의 소행성 분포도 궤도 경사가 낮은 천체가 공명으로 제거되기 때문에 실제보다 경사가 큰 천체만 남게 된다.<ref name="Morbidelli_Basser_2010"/> 예측과 관측 사이의 다른 차이점으로는 목성의 불규칙 위성 포획, 토성 위성의 얼음 승화, 카이퍼대의 궤도 경사가 큰 천체 부족, 내부 소행성대의 D형 소행성 존재 등이 있다.

니스 모형에 가해진 최초의 수정은 기체 행성의 위치 조정으로, 기체 원반을 도는 행성은 태양을 향해 이동한다는 유체역학적 계산에 따라 목성 또한 [[뜨거운 목성]]과 같은 형태로 태양에 가까워질 수 있지만, 목성과 토성의 [[궤도 공명]]이 일어날 시 이 현상은 일어나지 않는다.<ref name=Morbidelli_2007>{{저널 인용|last=Morbidelli|first=Alessandro|author2=Tsiganis, Kleomenis |author3=Crida, Aurélien |author4=Levison, Harold F. |author5= Gomes, Rodney |title=Dynamics of the Giant Planets of the Solar System in the Gaseous Protoplanetary Disk and Their Relationship to the Current Orbital Architecture|journal=The Astronomical Journal|date=2007|volume=134|issue=5|pages=1790–1798|doi=10.1086/521705|arxiv= 0706.1713 |bibcode= 2007AJ....134.1790M}}</ref> 이 상태에서 원반 외부에 명왕성 정도 크기 천체가 있었다면 후기에 불안정성이 생길 수 있으며, 이를 통해 행성이 안쪽으로 이동하며 기존 니스 모형과 같은 불안정성이 생긴다. 기존 니스 모형과 다르게 불안정성이 생기는 시점은 미행성대와 행성 간의 거리에는 크게 영향을 받지 않는다. 이 시나리오를 채용한 니스 모형은 흔히 [[니스 2 모형]]으로 칭한다.<ref name=Levison_2011>{{저널 인용|last=Levison|first=Harold F.|author2=Morbidelli, Alessandro |author3=Tsiganis, Kleomenis |author4=Nesvorný, David |author5= Gomes, Rodney |title=Late Orbital Instabilities in the Outer Planets Induced by Interaction with a Self-gravitating Planetesimal Disk|journal=The Astronomical Journal|date=2011|volume=142|issue=5|page=152|doi=10.1088/0004-6256/142/5/152|bibcode= 2011AJ....142..152L}}</ref>

두 번째 수정은 거대 얼음 행성이 목성과 만나, 목성의 긴반지름이 널뛰게끔 한다는 것으로, 흔히 [[점핑 주피터 시나리오]]라고 한다. 외부의 얼음 행성이 먼저 토성을 만나 토성의 궤도를 키우며 안으로 향하고, 이후 목성과 만나 목성의 궤도를 줄이며 바깥으로 산란된다. 결과적으로 기존에 예측된 목성과 토성 간의 부드러운 이동 대신 두 행성의 단계적인 분리가 이루어지며,<ref name="Brasser_2009"/> 지구형 행성 및 소행성대 천체의 이심률을 높이는 궤도 공명의 흐름이 사라지게 된다.<ref name=Brasser_2009>{{저널 인용|last=Brasser|first=R.|author2=Morbidelli, A. |author3=Gomes, R. |author4=Tsiganis, K. |author5= Levison, H. F. |title=Constructing the secular architecture of the solar system II: the terrestrial planets|journal=Astronomy and Astrophysics|date=2009|volume=507|issue=2|pages=1053–1065|doi=10.1051/0004-6361/200912878|arxiv= 0909.1891 |bibcode= 2009A&A...507.1053B}}</ref><ref name=Morbidelli_Basser_2010>{{저널 인용|last=Morbidelli|first=Alessandro|author2=Brasser, Ramon |author3=Gomes, Rodney |author4=Levison, Harold F. |author5= Tsiganis, Kleomenis |title=Evidence from the Asteroid Belt for a Violent Past Evolution of Jupiter's Orbit|journal=The Astronomical Journal|date=2010|volume=140|issue=5|pages=1391–1501|doi=10.1088/0004-6256/140/5/1391|arxiv= 1009.1521 |bibcode= 2010AJ....140.1391M}}</ref> 또한 목성은 이 과정 중 스스로 불규칙 위성을 포획할 수 있고,<ref name=Nesvorny_etal_2014>{{저널 인용|last=Nesvorný|first=David|author2=Vokrouhlický, David |author3=Deienno, Rogerio |title=Capture of Irregular Satellites at Jupiter|journal=The Astrophysical Journal|volume=784|issue=1|page=22|doi=10.1088/0004-637X/784/1/22|arxiv=1401.0253|bibcode=2014ApJ...784...22N|year=2014}}</ref> 목성 트로이군도 비슷한 원리로 포획되며 다른 행성이 칭동점을 지나며 트로이군을 흩어놓았다면 트로이군 양 측의 수가 다른 이유도 설명할 수 있다.<ref name=Nesvorny_2013>{{저널 인용|last=Nesvorný|first=David|author2=Vokrouhlický, David |author3=Morbidelli, Alessandro |title=Capture of Trojans by Jumping Jupiter|journal=The Astrophysical Journal|date=2013|volume=768|issue=1|page=45|doi=10.1088/0004-637X/768/1/45|arxiv=1303.2900|bibcode=2013ApJ...768...45N}}</ref> 소행성대의 천체는 대부분 보존되기 때문에 후기 대폭격은 현재 [[헝가리아족]]으로 남아 있는 내부 소행성대 부분이 교란되며 형성된 것으로 보이며,<ref name=Bottke_2012>{{저널 인용|last=Bottke|first=William F.|author2=Vokrouhlický, David |author3=Minton, David |author4=Nesvorný, David |author5=Morbidelli, Alessandro |author6=Brasser, Ramon |author7=Simonson, Bruce |author8= Levison, Harold F. |title=An Archaean heavy bombardment from a destabilized extension of the asteroid belt|journal=Nature|date=2012|volume=485|issue=7396|pages=78–81|doi=10.1038/nature10967|bibcode= 2012Natur.485...78B |pmid=22535245}}</ref> D형 소행성 일부는 얼음 행성이 소행성대를 통과할 때 내부 소행성대에 궤도가 고정되게 된다.<ref name="Vokrouhlicky_etal_2016">{{저널 인용|last1=Vokrouhlický|first1=David|last2=Bottke|first2=William F.|last3=Nesvorný|first3=David|title=Capture of Trans-Neptunian Planetesimals in the Main Asteroid Belt|journal=The Astronomical Journal|date=2016|volume=152|issue=2|page=39|doi=10.3847/0004-6256/152/2/39|bibcode= 2016AJ....152...39V}}</ref>

==5행성 니스 모형==
{{본문|5행성 니스 모형}}

시뮬레이션 상으로 목성을 만난 기체 행성은 자주 태양계 바깥으로 튕겨나간다는 점에서, 초기 태양계에는 기체 행성 5개가 있었으나 불안정성이 심해져 하나가 방출되었다는 가설이 제기되었다.<ref name=Nesvorny_2011>{{저널 인용|last=Nesvorný|first=David|title=Young Solar System's Fifth Giant Planet?|journal=The Astrophysical Journal Letters|volume=742|issue=2|page=L22|doi=10.1088/2041-8205/742/2/L22|arxiv= 1109.2949 |bibcode= 2011ApJ...742L..22N|year=2011}}</ref><ref name="Batygin_etal_2012">{{저널 인용|last=Batygin |first=Konstantin |last2=Brown |first2=Michael E. |last3=Betts |first3=Hayden |title=Instability-driven Dynamical Evolution Model of a Primordially Five-planet Outer Solar System|journal=The Astrophysical Journal Letters|date=2012|volume=744|issue=1|page=L3|doi=10.1088/2041-8205/744/1/L3|arxiv= 1111.3682 |bibcode= 2012ApJ...744L...3B}}</ref>

5행성 니스 모형은 기체 행성이 3:2, 3:2, 2:1, 3:2 순서로 궤도 공명을 이루고, 그 너머에 미행성대가 있는 시점에서 출발한다.<ref name="Nesvorny_Morbidelli_2012">{{저널 인용|last=Nesvorný |first=David |last2=Morbidelli |first2=Alessandro |title=Statistical Study of the Early Solar System's Instability with Four, Five, and Six Giant Planets |journal=The Astronomical Journal |date=2012 |volume=144 |issue=4 |page=17 |doi=10.1088/0004-6256/144/4/117 |arxiv=1208.2957 |bibcode=2012AJ....144..117N}}</ref> 궤도 공명이 깨지는 시점에 해왕성은 행성 간의 접근이 시작되기 전 미행성대 내부인 28 AU까지 이동하며,<ref name=Nesvorny_2015-b>{{저널 인용|last1=Nesvorný|first1=David|title=Jumping Neptune Can Explain the Kuiper Belt Kernel|journal=The Astronomical Journal|volume=150|issue=3|page=68|doi=10.1088/0004-6256/150/3/68 |bibcode=2015AJ....150...68N |arxiv= 1506.06019 |year=2015}}</ref> 이를 통해 원반의 질량이 감소해 목성의 이심률이 유지되게끔 하고<ref name=Nesvorny_2012 >{{저널 인용|last=Nesvorný|first=David|author2=Morbidelli, Alessandro|title=Statistical Study of the Early Solar System's Instability with Four, Five, and Six Giant Planets|journal=The Astronomical Journal |page=117|date=2012|volume=144|issue=4|doi=10.1088/0004-6256/144/4/117|arxiv=1208.2957|bibcode=2012AJ....144..117N}}</ref> 현대 관측에 부합하는 카이퍼대 천체의 궤도 경사 분산이 이루어진다.<ref name=Nesvorny_2015-a>{{저널 인용|last1=Nesvorný|first1=David|title=Evidence for Slow Migration of Neptune from the Inclination Distribution of Kuiper Belt Objects|journal=The Astronomical Journal|volume=150|issue=3|page=73|doi=10.1088/0004-6256/150/3/73|bibcode=2015AJ....150...73N|arxiv= 1504.06021 |year=2015}}</ref> 불안정성이 심해지는 기간 동안 해왕성은 방출된 행성과만 만나기 때문에 궤도 이심률은 작게 유지되고, 이를 통해 [[고전적 카이퍼 대 천체|고전적 미행성대]]가 보전된다.<ref name="Nesvorny_2015-b"/> 미행성대의 질량 감소와 명왕성 정도 질량 천체들의 궤도 교란 효과로, 토성의 위성에 있는 얼음의 손실도 감소한다.<ref name="Dones_Levison_2013">{{웹 인용|last1=Dones|first1=L.|last2=Levison|first2=H. L.|title=The Impact Rate on Giant Planet Satellites During the Late Heavy Bombardment|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2013/eposter/2772.pdf|publisher=44th Lunar and Planetary Science Conference (2013)}}</ref> 공명의 늦은 붕괴와 불안정 상태 이전의 해왕성의 28 AU로의 이동은 니스 2 모형과 부합하지 않는데, 이는 공명 탈출 이후 수백만 년에 걸친 먼지로 인한 행성 이동으로서 설명할 수 있다.<ref name="Deienno_etal_2017">{{저널 인용|last1=Deienno|first1=Rogerio|last2=Morbidelli|first2=Alessandro|last3=Gomes|first3=Rodney S.|last4=Nesvorny|first4=David|title=Constraining the giant planets' initial configuration from their evolution: implications for the timing of the planetary instability|date=2017|arxiv=1702.02094|doi=10.3847/1538-3881/aa5eaa|volume=153|issue=4|journal=The Astronomical Journal|page=153|bibcode= 2017AJ....153..153D}}</ref>

최근 연구 결과에서는 5행성 니스 모형에서는 지구형 행성의 궤도를 재현할 가능성이 낮은 것으로 드러났다. 불안정성이 지구형 행성의 형성 전에 나타났으며 후기 대폭격의 원인이 될 수 없다는 뜻이기도 하지만,<ref name=Kaib_Chambers_2016>{{저널 인용|last1=Kaib|first1=Nathan A.|last2=Chambers|first2=John E.|title=The fragility of the terrestrial planets during a giant-planet instability|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|date=2016|volume=455|issue=4|pages=3561–3569|doi=10.1093/mnras/stv2554|url=http://mnras.oxfordjournals.org/content/455/4/3561|arxiv= 1510.08448 |bibcode= 2016MNRAS.455.3561K}}</ref><ref name=Siegel_2015>{{웹 인용|last1=Siegel|first1=Ethan|title=Jupiter May Have Ejected A Planet From Our Solar System|url=https://www.forbes.com/sites/startswithabang/2015/11/03/leading-theory-for-how-the-solar-system-formed-just-disproved/|website=Starts With a Bang|publisher=forbes.com|accessdate=20 December 2015}}</ref> 초기 불안정성을 가정함을 통해 얻은 이론적 이점이 소행성대를 보존하기 위한 목성 및 토성의 큰 이동으로 줄어들기도 한다.<ref name="Walsh_Morbidelli_2011">{{저널 인용|last1=Walsh|first1=K. J.|last2=Morbidelli|first2=A.|title=The effect of an early planetesimal-driven migration of the giant planets on terrestrial planet formation|journal=Astronomy and Astrophysics|date=2011|volume=526|page=A126|doi=10.1051/0004-6361/201015277|arxiv=1101.3776|bibcode=2011A&A...526A.126W}}</ref><ref name="Toliou_etal_2016">{{저널 인용|last1=Toliou|first1=A.|last2=Morbidelli|first2=A.|last3=Tsiganis|first3=K.|title=Magnitude and timing of the giant planet instability: A reassessment from the perspective of the asteroid belt|journal=Astronomy & Astrophysics|date=2016|volume=592|page=A72|doi=10.1051/0004-6361/201628658|arxiv=1606.04330|bibcode=2016A&A...592A..72T}}</ref>

== 같이 보기 ==
* [[태양계의 형성과 진화]]
* [[그랜드 택 가설]]
* [[후기 대폭격]]
* [[행성 이동]]

== 각주 ==
{{각주}}

== 외부 링크 ==
{{위키공용분류|Nice model}}
* [http://www.skyandtelescope.com/skytel/beyondthepage/8594717.html Animation of the Nice model]
* [http://www.eurekalert.org/pub_releases/2007-12/asu-sss121107.php Solving solar system quandaries is simple: Just flip-flop the position of Uranus and Neptune]''

[[분류:태양계동역학 이론]]
[[분류:2005년 도입]]
[[분류:2005년 과학]]
[[분류:프랑스의 천문학]]