Migrația planetară este un proces care are loc atunci când o planetă sau alt satelit al unei stele interacționează cu un disc de gaz sau planetezimale , în urma căruia parametrii orbitali se modifică, în special semi- axa majoră . Migrația planetelor poate explica existența Jupiterilor fierbinți: exoplanete cu o masă de ordinul masei lui Jupiter, dar cu perioade de revoluție în jurul stelei egale cu doar câteva zile. O teorie comună a formării planetare de pe un disc protoplanetar prezice că astfel de planete nu se pot forma atât de aproape de stele, deoarece nu există suficient material la distanțe atât de mici, iar temperatura este prea ridicată pentru formarea planetezimale stâncoase sau înghețate.
De asemenea, s-a dovedit că planetele cu masă terestră pot suferi o migrație rapidă în partea interioară a sistemului dacă se formează în timpul existenței unui disc de gaz.Acest lucru poate afecta formarea nucleelor planetelor gigantice (cu o masă de aproximativ 10). Masele Pământului) dacă se formează acreție pe miezul original.
S-a observat că există discuri de gaz protoplanetare în jurul stelelor tinere de câteva milioane de ani. Dacă pe disc se formează planete cu o masă de ordinul masei Pământului, atunci planetele pot schimba moment unghiular cu gazul din jur, astfel încât parametrii orbitali ai planetelor se pot schimba treptat. Deși migrarea în discul izoterm local are loc de obicei în astfel de cazuri, migrarea în regiunea exterioară poate avea loc în discuri cu un gradient de entropie.
Într-o etapă târzie a formării sistemului planetar, protoplanetele masive și planetezimale interacționează haotic unele cu altele gravitațional, drept urmare multe planetezimale pot fi aruncate pe alte orbite. În acest caz, are loc un schimb de moment unghiular între planete și planetezimale și are loc migrația (în interior sau în exterior). Se crede că migrația spre exterior a lui Neptun este responsabilă pentru capturarea rezonantă ulterioară a lui Pluto și a altor plutinos într-o rezonanță orbitală 3:2 cu Neptun.
Acest tip de migrare orbitală are loc datorită forței gravitaționale dintre corpul masiv din disc și gazul discului. Gazul acționează cu forță egală asupra unui obiect masiv. Acest lucru modifică momentul unghiular pe orbita planetei, ceea ce duce la o schimbare a elementelor orbitei, cum ar fi semi-axa majoră (dar toate elementele se pot schimba). O creștere a semi-axei majore în timp poate duce la migrarea planetei în regiunea exterioară a sistemului, în timp ce o scădere poate duce la migrarea în regiunea interioară.
Migrare de tip IPlanetele minore participă la migrația de tip I controlată de momente care apar din valurile emergente în regiunile rezonanțelor Lindblad și regiunea corotației. Rezonanța Lindblad are ca rezultat formarea undelor de densitate în gazul din jur în interiorul și în afara orbitei planetei. În cele mai multe cazuri, unda spirală exterioară are un impact mai mare decât unda interioară, astfel încât planeta își pierde momentul unghiular și se apropie de stea. Rata de migrare este proporțională cu masa planetei și cu densitatea locală a gazului. Timpul caracteristic de migrare este scurt în comparație cu durata de viață a discului gazos (milioane de ani). [1] O influență suplimentară din regiunile de corotație apare sub influența gazului care se mișcă cu o perioadă de ordinul perioadei orbitale a planetei. În cadrul de referință asociat planetei, gazul se mișcă pe o orbită de potcoavă , schimbând direcția pe măsură ce se apropie de planetă din față sau din spate. Gazul care își schimbă direcția în fața planetei are o semi-axă mare și poate fi mai rece și mai dens decât gazul care își schimbă direcția în spatele planetei. În acest caz, poate apărea o regiune cu densitate crescută de gaz în fața planetei și o regiune cu densitate scăzută în spatele planetei, în timp ce momentul unghiular se modifică. [2] [3] Masa planetei la care are loc migrația conform tipului I depinde de scara verticală locală pentru presiunea u. într-o măsură mai mică, asupra vâscozității cinematice a gazului. [1] [4] În cazul unui disc cald și vâscos, migrația de tip I poate avea loc pentru planete cu mase mari. În discurile izoterme local și în cazurile de gradienți de densitate și temperatură slabi, efectul regiunilor de corotație este mai puțin puternic decât efectul rezonanțelor Lindblad. [5] [4] Zonele de migrare către partea exterioară a discului pot exista într-o anumită gamă de mase planetare și parametri ai discului, de asemenea, în cazul discurilor local izoterme sau neizoterme. [4] [6] Locația acestor regiuni poate varia în funcție de stadiul evolutiv al discului. În cazul unui disc izoterm local, ele sunt conținute în regiuni în care densitatea radială și/sau gradienții de presiune sunt mari la distanțe de ordinul mai multor scări verticale de presiune. Migrația de tip I pe un disc izotermic local este în concordanță cu formarea și evoluția pe termen lung a unor exoplanete observate de telescopul Kepler . [7] Acumularea rapidă a materiei solide pe o planetă poate crea, de asemenea, un impuls suplimentar, în care momentul unghiular total al planetei crește. [opt]
Migrație de tip IIDacă planeta este suficient de masivă pentru a crea un gol în discul gazos, atunci mișcarea sa este clasificată ca o migrație de tip II. În cazul unei mase suficient de mari a planetei perturbatoare, efectul de maree exercitat de acesta asupra gazului transferă momentul unghiular către gazul din afara orbitei planetei, în timp ce în interiorul orbitei planetei momentul unghiular scade, în urma căruia gazul este scos din vecinătatea orbitei planetei. În timpul migrării de tip I, influența vâscozității gazului împiedică îndepărtarea gazului datorită redistribuirii sale și netezirii unui gradient de densitate ascuțit. Dar dacă impactul devine atât de puternic încât depășește influența vâscozității în vecinătatea planetei, atunci se formează o regiune inelară cu densitate redusă. Lățimea inelului depinde de temperatura și vâscozitatea gazului și de masa planetelor. Într-un scenariu simplu în care gazul nu traversează regiunea inelului, migrarea planetelor depinde de modificarea vâscozității discului în timp. În partea interioară a discului, planeta se mișcă în spirală către stea, odată cu acumularea de materie pe stea. În acest caz, migrarea este de obicei mai lentă decât în tipul I. În partea exterioară a discului, migrarea poate continua departe de stea dacă discul se extinde. O planetă cu masa lui Jupiter într-un disc protoplanetar obișnuit, probabil, efectuează o migrare de tip II, trecerea de la tipul I la tipul II are loc la o masă de ordinul masei lui Saturn. [9] [10] Migrația de tip II poate explica existența Jupiterilor fierbinți . [11] În situații mai realiste, atâta timp cât condițiile de temperatură și vâscozitate ale discului nu ating valori extreme, există un flux de gaz prin regiunea inelară. [12] Ca o consecință a fluxului de masă, există momente de forțe care acționează asupra planetei și în funcție de proprietățile locale ale discului, precum și momente în cazul migrării de tip I. În discurile vâscoase, migrarea de tip II poate fi descrisă ca o versiune modificată a migrației de tip II în cadrul teoriei generale. [10] [4] Tranziția de la un regim de migrație de tip I la un regim de migrație de tip II este de obicei destul de lină, dar s-au găsit abateri de la tranziția lină. [9] [13] În unele situații în care planetele creează perturbări non-circulare în discul de gaz din jur, migrația de tip II poate încetini, opri sau schimba direcția. [paisprezece]
Migrație de tip IIIAcest mod de migrare există în cazurile limită ale raporturilor dintre parametrii discului și planetelor și se caracterizează printr-o scară de timp foarte scurtă. [15] [16] [10] Deși în unele cazuri acest mod de migrare este denumit „ migrație fugară ”, rata migrației nu crește neapărat în timp. [15] [16] Migrația de tip III este determinată de momentele coorbitale ale gazului prins în regiunea de librare a planetei în timpul mișcării radiale relativ rapide inițiale a planetei. Mișcarea radială a planetei deplasează gazul în direcția orbitei, creând o asimetrie în densitatea gazului în apropierea emisferelor conducătoare și întârziate ale planetei. [10] [1] Migrația de tip III are loc pe discuri suficient de masive și în cazul planetelor capabile să creeze doar goluri parțiale în discul gazos. [1] [10] [15] În interpretările timpurii, migrația de tip III a fost asociată cu fluxurile de gaze pe orbita planetei în direcția opusă față de mișcarea radială a planetei. [15] Mișcarea rapidă către regiunea exterioară poate avea loc uneori pentru o perioadă scurtă de timp, cu planete gigantice transferate pe orbite îndepărtate, în cazul în care migrația de tip II nu transferă efectiv planetele înapoi. [17]
Un alt mecanism posibil care ar putea muta planetele spre raze orbitale mai mari este împrăștierea gravitațională de pe planete mai mari sau, în prezența unui disc protoplanetar, împrăștierea gravitațională din zonele cu densitate crescută de pe disc. [18] În cazul sistemului solar, Uranus și Neptun s-ar fi împrăștiat pe orbite mai înalte în timpul întâlnirilor apropiate cu Jupiter și/sau Saturn. [19] [20] Sistemele exoplanetelor pot fi afectate de o instabilitate dinamică similară în timpul disipării discului de gaz; aceasta modifică orbitele planetelor și, în unele cazuri, planetele pot fi ejectate din sistem sau se pot ciocni cu steaua. De asemenea, ca urmare a împrăștierii, planeta se poate deplasa pe o orbită cu o excentricitate mare, iar atunci când pericentrul trece aproape de stele, orbita se poate schimba din cauza efectului de maree al stelei. Excentricitățile și înclinațiile orbitelor planetelor se modifică și ele în timpul abordărilor, ceea ce poate explica distribuția observată a excentricităților pe orbitele exoplanetelor apropiate de stele. [21] Sistemele planetare rezultate sunt de obicei aproape de limita de stabilitate. [22] În modelul de la Nisa, sistemele de exoplanete cu un disc exterior de planetezimale pot fi, de asemenea, supuse instabilității dinamice din cauza prezenței intersecțiilor rezonante în timpul migrației conduse de planetezimale. Excentricitățile și înclinațiile planetelor pe orbite îndepărtate se pot modifica datorită prezenței frecării dinamice cu planetezimale, în timp ce valorile finale ale parametrilor depind de masa relativă a discului și de planetele implicate în întâlnirile gravitaționale. [23]
Interacțiunea mareelor dintre stea și planetă schimbă semi-axa majoră și excentricitatea orbitei planetei. Valoarea unei planete care orbitează în jurul unei stele creează o elevație pe suprafața stelei. Dacă perioada de rotație a stelei depășește perioada de rotație a planetei, atunci locația elevației rămâne în urma liniei drepte dintre planetă și centrul stelei, ceea ce creează un moment de forță între planetă și stea. Ca urmare, planeta pierde momentul unghiular, semi-axa majoră a orbitei sale scade cu timpul. Dacă orbita planetei are o excentricitate, atunci magnitudinea mareei este mai mare atunci când planeta se află la periapsisul orbitei. Planeta încetinește cel mai mult în apropiere de periapsis, distanța apocentrică scăzând mai repede decât cea pericentrică, ceea ce reduce excentricitatea. Spre deosebire de migrarea discurilor, care durează câteva milioane de ani înainte ca gazul să se disipeze, migrația mareelor continuă de miliarde de ani. Evoluția mareală a planetelor apropiate stelei duce la o scădere a semiaxelor majore ale planetelor cu aproximativ jumătate față de valorile pe care le aveau în momentul disipării nebuloasei protoplanetare. [24]
Orbita planetei, care este înclinată față de planul de rotație al unei stele binare, se poate contracta datorită unei combinații de cicluri Kozai și frecarea mareelor. Interacțiunea cu o stea mai îndepărtată duce la faptul că, în cadrul mecanismului Lidov-Kozai, excentricitatea și înclinarea orbitei planetei se modifică. Excentricitatea orbitei poate crește, în timp ce distanța pericentrică scade și poate avea loc o interacțiune puternică a mareelor între planetă și stea. Când este aproape de o stea, planeta își pierde momentul unghiular, orbita se micșorează. Ciclurile de schimbare a excentricității și înclinării schimbă treptat semi-axa majoră a orbitei planetei. [25] Dacă orbita planetei se micșorează astfel încât planeta să nu mai simtă influența unei stele îndepărtate, atunci ciclul Kozai se încheie. În acest caz, orbita se va micșora mai repede, pe măsură ce devine circulară sub acțiunea forțelor mareelor. De asemenea, orbita planetei poate deveni retrogradă. Ciclurile Kozai pot exista într-un sistem cu două planete care au înclinații schimbătoare din cauza împrăștierii gravitaționale dintre planete, în timp ce una dintre orbite poate deveni retrogradă. [26] [27]
Orbita unei planete se poate schimba în interacțiunea gravitațională cu un număr mare de planetezimale. Migrația sub acțiunea planetezimale este rezultatul adăugării de transferuri de moment unghiular în timpul apropierii de planetezimale. Cu abordări separate, cantitatea de moment unghiular transferat și direcția schimbării pe orbita planetei depind de parametrii geometrici ai abordării. Cu un număr mare de abordări, direcția de migrare a planetei depinde de momentul unghiular mediu al planetezimale în raport cu planetă. Dacă momentul unghiular este mare, de exemplu pentru un disc în afara orbitei planetei, atunci planeta se deplasează în partea exterioară a discului; dacă momentul unghiular este mai mic decât cel al planetei, atunci se deplasează spre stea. Migrația unei planete, începând cu un moment unghiular similar cu cel al unui disc, depinde de distribuția potențialului și de regiunile planetezimale. Într-un sistem cu o singură planetă, planetezimale se pot pierde în ejecta, planeta apropiindu-se mai mult de stea. Într-un sistem cu mai multe planete, planetezimale se pot îndepărta de sfera de influență a unei planete date atunci când se apropie de alte planete sau, dimpotrivă, pot cădea în sfera de influență. Astfel de interacțiuni fac ca orbita planetei să devină mai lărgită, deoarece planetele exterioare tind să elimine planetezimale cu impuls mare din zona de influență a planetei interioare sau să introducă planetezimale cu impuls scăzut în zona de influență. Rezonanțe cu planeta, în care excentricitățile orbitelor planetezimale cresc până când orbitele încep să traverseze regiunea planetei, sunt, de asemenea, o sursă de întâlniri cu planetezimale și de redistribuire a momentului unghiular. De asemenea, în procesul migrației în sine, planeta se apropie de alte planetezimale, în timp ce migrația continuă. Migrația se poate stinge dacă planetezimale părăsesc sistemul planetar mai repede decât alte planetezimale intră în regiunea planetei. [28] Dacă o planetă orbitează într-un disc protoplanetar, pentru aceasta, timpii mai scurti de apropiere de planetezimale pe orbite cu o perioadă mică de revoluție duc la abordări mai frecvente de planetezimale cu un moment unghiular mic, ca urmare a migrației. plasați în direcția stelei. [29] Într-un disc gazos, însă, migrarea spre exterior este posibilă pentru anumite dimensiuni ale planetezimale, deoarece datorită interacțiunii cu gazul, numărul planetezimale cu o perioadă orbitală mică este mic. [treizeci]
Migrația planetelor poate duce la faptul că planetele sunt în rezonanță între ele atunci când orbitele lor sunt apropiate. Orbitele planetelor pot converge prin oprirea migrației spre interior la marginea interioară a discului gazos; în acest caz, se formează un sistem de planete interioare care se rotesc îndeaproape [31] sau, dacă migrarea se oprește în zona de zero a momentelor care guvernează migrația de tip I (de exemplu, lângă linia de gheață), un lanț de planete apropiate de se formează unul celălalt, dar mai îndepărtat de stea. [32] Interacțiunea gravitațională poate duce, de asemenea, la capturarea rezonantă a planetelor cu excentricități comparabile. [33] Conform uneia dintre ipoteze ( ing. ipoteza Grand Tack ), migrația lui Jupiter sa oprit și și-a schimbat direcția când Saturn a lovit rezonanța sa externă. [34] Încetinirea migrației lui Jupiter și Saturn, precum și capturarea lui Uranus și Neptun în regiunea rezonanțelor mai îndepărtate, ar putea împiedica formarea sistemului compact de super- Pământ observat de telescopul Kepler în multe planete. sisteme. [35] Migrarea planetelor în partea exterioară a sistemului poate duce, de asemenea, la capturarea rezonantă a planetezimale, cum ar fi în cazul plutinos din centura Kuiper . [36] Deși se presupune că migrația planetară duce la sisteme cu lanțuri de planete în rezonanță, majoritatea exoplanetelor observate nu sunt în rezonanță. Lanțurile de rezonanță pot fi distruse din cauza instabilității gravitaționale în timpul disipării unui disc gazos. [37] Interacțiunile cu planetezimale rămase pot distruge configurațiile rezonante ale planetelor cu masă mică, lăsându-le pe orbite în afara regiunii de rezonanță. [38] Interacțiunea mareelor cu steaua, turbulența discului și interacțiunea cu alte planete în formare pot, de asemenea, perturba configurațiile rezonante. [39] Captarea rezonanței poate fi evitată de planete mai mici decât Neptun pe orbite cu excentricitate ridicată. [40]
Migrația planetelor exterioare este un scenariu propus pentru a explica unele dintre proprietățile orbitelor corpurilor din sistemul solar exterior. [41] Dincolo de orbita lui Neptun, sistemul solar se extinde sub formă de Centura Kuiper, Discul împrăștiat și Norul Oort , trei populații separate de corpuri mici de gheață despre care se crede că sunt sursa majorității cometelor observate. La această distanță de Soare, acreția a fost foarte slabă pentru a permite planetelor să se formeze înainte de disiparea nebuloasei protosolare, deoarece discul original avea o densitate insuficientă. Centura Kuiper se află între 30 și 55 UA. de la Soare, iar cea mai mare întindere a discului împrăștiat depășește 100 UA, [41] norul Oort începe la 50.000 UA. [42]
Conform acestui scenariu, centura Kuiper a fost inițial mai densă și mai aproape de Soare: conținea milioane de planetezimale, limita exterioară se afla la o distanță de aproximativ 30 UA, pe orbita modernă a lui Neptun. După formarea sistemului solar, orbitele planetelor gigantice au continuat să se schimbe încet sub influența gravitațională a planetezimale rămase. După 500-600 de milioane de ani (acum aproximativ 4 miliarde de ani), Jupiter și Saturn au trecut la o rezonanță 2:1, în care Saturn face o revoluție în jurul Soarelui în timpul a două revoluții ale lui Jupiter. [41] Excentricitățile orbitale ale lui Jupiter și Saturn cresc, iar orbitele lui Uranus și Neptun devin mai puțin stabile. Abordările planetelor duc la migrarea lui Neptun dincolo de orbita lui Uranus în centura densă a planetezimale. Planetele au împrăștiat majoritatea corpurilor de gheață în sistemul solar, în timp ce ele însele s-au mutat în exterior. Mai mult, un mecanism similar a acționat asupra planetelor mai apropiate de Soare, ale căror orbite au devenit, de asemenea, departe de Soare. [43] Procesul a continuat până când planetezimale au fost influențate de Jupiter, a cărui gravitație le-a transferat pe orbite cu excentricitate mare sau le-a aruncat din sistemul solar. În același timp, Jupiter s-a apropiat de Soare. Scenariul descris explică masa mică a populației de obiecte transneptuniene. Spre deosebire de planetele exterioare, se presupune că planetele interioare s-au mișcat puțin de-a lungul vieții sistemului solar, orbitele lor rămânând stabile în timpul bombardamentului puternic târziu . [44]