Planetary migration
Planetary migration
Planetární migrace nastává, když planeta nebo jiné těleso na oběžné dráze kolem hvězdy interaguje s diskem plynu nebo planetesimál , což vede ke změně jeho orbitálních parametrů, zejména jeho hlavní poloosy . Planetární migrace je nejpravděpodobnějším vysvětlením pro horké Jupitery ( exoplanety s hmotností Jovian , ale oběžné dráhy jen několik dní). Obecně přijímaná teorie o formování planet z protoplanetárního disku předpovídá, že takové planety se nemohou tvořit tak blízko u svých hvězd, protože na tak malých poloměrech není dostatečná hmota a teplota je příliš vysoká na to, aby umožnila vznik skalnatých nebo ledových planetesimál.
To také stalo se jasné že pozemské-planety hmoty mohou být podřízené rychlé vnitřní migraci jestliže oni se tvoří, zatímco plynový disk je ještě přítomný. To může ovlivnit formování jader obřích planet (které mají hmotnosti řádově 10 až 1000 hmotností Země), pokud se tyto planety formují mechanismem akrece jádra .
Typy disků
Plynový disk
Pozorování naznačují, že plyn v protoplanetárních discích obíhajících kolem mladých hvězd má životnost několik až několik milionů let.Pokud se planety s hmotností kolem hmotnosti Země nebo větší tvoří v době, kdy je stále přítomen plyn, mohou si planety vyměňovat moment hybnosti s okolním plynem v protoplanetárním disku , takže se jejich oběžné dráhy postupně mění. I když pocit migrace je typicky směrem dovnitř u lokálně izotermických disků, migrace směrem ven se může objevit u disků, které mají gradienty entropie.
Planetesimální disk
Během pozdní fáze formování planetárního systému masivní protoplanety a planetesimály gravitačně interagují chaotickým způsobem, což způsobuje, že mnoho planetesimál je vrženo na nové dráhy. To má za následek výměnu úhlové hybnosti mezi planetami a planetesimálami a vede k migraci (buď dovnitř nebo ven). Předpokládá se, že vnější migrace Neptunu je zodpovědná za rezonanční zachycení Pluta a dalších Plutinos do rezonance 3:2 s Neptunem.
Typy migrace
Existuje mnoho různých mechanismů, kterými mohou oběžné dráhy planet migrovat, které jsou popsány níže jako migrace disku (migrace typu I , migrace typu II nebo migrace typu III ), přílivová migrace, migrace řízená planetesimou , gravitační rozptyl a Kozaiovy cykly a slapové tření . Tento seznam typů není vyčerpávající ani definitivní: V závislosti na tom, co je pro kterýkoli typ studie nejvhodnější, budou různí výzkumníci rozlišovat mechanismy poněkud odlišným způsobem.
Klasifikace jakéhokoli mechanismu je založena hlavně na okolnostech na disku, které umožňují mechanismu efektivně přenášet energii a/nebo moment hybnosti na az planetárních drah. Jak ztráta nebo přemístění materiálu na disku změní okolnosti, jeden migrační mechanismus ustoupí mechanismu jinému, nebo možná žádnému. Pokud neexistuje žádný navazující mechanismus, migrace se (z velké části) zastaví a hvězdný systém se stane (většinou) stabilním.
Migrace disku
Migrace disku vzniká z gravitační síly vyvíjené dostatečně masivním tělesem uloženým v disku na okolní plyn disku, což narušuje jeho rozložení hustoty. Podle reakčního principu klasické mechaniky působí plyn na těleso stejnou a opačnou gravitační silou, kterou lze také vyjádřit jako krouticí moment . Tento točivý moment mění moment hybnosti oběžné dráhy planety, což má za následek změnu hlavní poloosy a dalších orbitálních prvků. Časový nárůst hlavní poloosy vede k migraci směrem ven , tj. pryč od hvězdy, zatímco opačné chování vede k migraci dovnitř .
Rozlišují se tři podtypy migrace disku jako typy I, II a III. Číslování není zamýšleno tak, aby naznačovalo posloupnost nebo fáze.
Migrace typu I
Malé planety procházejí migrací disku typu I řízenou kroutícími momenty vznikajícími z Lindbladových a korotačních rezonancí. Lindbladovy rezonance excitují spirálové hustotní vlny v okolním plynu, jak uvnitř, tak vně oběžné dráhy planety. Ve většině případů vnější spirální vlna vyvíjí větší točivý moment než vnitřní vlna, což způsobuje, že planeta ztrácí moment hybnosti, a proto migruje směrem ke hvězdě. Rychlost migrace v důsledku těchto točivých momentů je úměrná hmotnosti planety a místní hustotě plynu a má za následek časové měřítko migrace, které má tendenci být krátké vzhledem k milionleté životnosti plynného disku. Dodatečné momenty společné rotace jsou také vyvozovány obíháním plynu s periodou podobnou periodě planety. V referenční soustavě připojené k planetě tento plyn sleduje podkovovité oběžné dráhy a obrací směr, když se k planetě přibližuje zepředu nebo zezadu. Reverzní kurs plynu před planetou pochází z větší hlavní poloosy a může být chladnější a hustší než reverzní kurs plynu za planetou. To může mít za následek oblast s nadměrnou hustotou před planetou a s menší hustotou za planetou, což způsobí, že planeta získá úhlovou hybnost.
Hmotnost planety, pro kterou lze migraci přiblížit typu I, závisí na výšce místní tlakové stupnice a v menší míře na kinematické viskozitě plynu. V teplých a viskózních discích se migrace typu I může týkat planet s větší hmotností. U lokálně izotermických disků a daleko od strmých hustotních a teplotních gradientů jsou momenty společné rotace obecně překonány Lindbladovými momenty.Oblasti migrace směrem ven mohou existovat pro některé rozsahy planetární hmotnosti a podmínky disku v místních izotermických i neizotermických discích. Umístění těchto oblastí se může během vývoje disku měnit a v lokálním izotermickém případě jsou omezeny na oblasti s velkou hustotou a/nebo teplotními radiálními gradienty v několika výškách tlakové stupnice. Ukázalo se, že migrace typu I v místním izotermickém disku je kompatibilní s formováním a dlouhodobým vývojem některých pozorovaných planet Keplera . Rychlé narůstání pevného materiálu planetou může také produkovat "topný moment", který způsobí, že planeta získá úhlovou hybnost.
Migrace typu II
Planeta dostatečně masivní na to, aby otevřela mezeru v plynném disku, prochází režimem označovaným jako migrace disku typu II. Když je hmotnost rušivé planety dostatečně velká, slapový točivý moment, kterým působí na plyn, přenáší moment hybnosti na plynový vnější povrch oběžné dráhy planety a působí opačným směrem dovnitř planety, čímž odpuzuje plyn z oběžné dráhy. V režimu typu I mohou viskózní momenty účinně čelit tomuto efektu doplňováním plynu a vyhlazováním ostrých gradientů hustoty. Ale když se točivé momenty stanou dostatečně silnými, aby překonaly viskózní krouticí momenty v blízkosti oběžné dráhy planety, vytvoří se prstencová mezera s nižší hustotou. Hloubka této mezery závisí na teplotě a viskozitě plynu a na hmotnosti planety. V jednoduchém scénáři, ve kterém mezerou neprojde žádný plyn, sleduje migrace planety viskózní vývoj plynu disku. Ve vnitřním disku se planeta spirálovitě točí dovnitř na viskózní časové stupnici, po akreci plynu na hvězdu. V tomto případě je rychlost migrace obvykle pomalejší, než by byla migrace planety v režimu I. typu. Na vnějším disku však může být migrace směrem ven, pokud se disk viskózně rozpíná. Očekává se, že planeta o hmotnosti Jupiteru v typickém protoplanetárním disku podstoupí migraci přibližně rychlostí typu II, přičemž přechod z typu I na typ II nastane zhruba o hmotnosti Saturnu, když se otevře částečná mezera.
Migrace typu II je jedním z vysvětlení vzniku horkých Jupiterů .V realističtějších situacích, pokud v disku nenastanou extrémní tepelné a viskozitní podmínky, dochází k průběžnému toku plynu mezerou. V důsledku tohoto hmotnostního toku mohou být krouticí momenty působící na planetu náchylné na vlastnosti místního disku, podobné krouticím momentům při práci během migrace typu I. Proto u viskózních disků může být migrace typu II typicky popsána jako modifikovaná forma migrace typu I v jednotném formalismu. Přechod mezi migrací typu I a typu II je obecně hladký, byly však zjištěny i odchylky od hladkého přechodu. V některých situacích, kdy planety vyvolávají excentrické poruchy v plynu okolního disku, se migrace typu II může zpomalit, zastavit nebo obrátit.
Z fyzikálního hlediska je migrace typu I a typu II řízena stejným typem točivého momentu (při Lindbladových a korotačních rezonancích). Ve skutečnosti je lze interpretovat a modelovat jako jediný režim migrace, režim Typu I vhodně modifikovaný povrchovou hustotou narušeného plynu disku.
Migrace disku typu III
Migrace disku typu III se týká poměrně extrémních případů disků / planet a vyznačuje se extrémně krátkými časovými osami migrace. když se někdy označuje jako "migrace na útěku", míra migrace se nemusí nutně v průběhu času zvyšovat. Migrace typu III je řízena koorbitálními točivými momenty plynu zachyceného v libračních oblastech planety a počátečním, relativně rychlým, planetárním radiálním pohybem. Radiální pohyb planety vytěsňuje plyn v její koorbitální oblasti a vytváří hustotní asymetrii mezi plynem na přední a zadní straně planety. Migrace typu III se týká disků, které jsou relativně masivní, a planet, které mohou otevřít pouze částečné mezery v disku plynu. Předchozí interpretace spojovaly migraci typu III s prouděním plynu přes oběžnou dráhu planety v opačném směru, než je radiální pohyb planety, což vytváří kladnou zpětnou vazbu. Dočasně může také nastat rychlá migrace směrem ven a dopravit obří planety na vzdálené oběžné dráhy, pokud pozdější migrace typu II nebude efektivní při zahnání planet zpět.
Gravitační rozptyl
Dalším možným mechanismem, který může pohybovat planetami po velkých oběžných poloměrech, je gravitační rozptyl většími planetami nebo, v protoplantetárním disku, gravitační rozptyl nadměrnými hustotami v tekutině disku.V případě Sluneční soustavy mohly být Uran a Neptun gravitačně rozptýleny na větší oběžné dráhy blízkými setkáními s Jupiterem a/nebo Saturnem. Systémy exoplanet mohou po ztrátě plynového disku podléhat podobným dynamickým nestabilitám, které mění jejich oběžné dráhy a v některých případech vedou k vyvržení planet nebo ke kolizi s hvězdou.
Planety rozptýlené gravitačně mohou končit na vysoce excentrických drahách s perihéliemi blízko hvězdy, což umožňuje, aby jejich dráhy byly měněny přílivem a odlivem, který na hvězdě vyvolávají. Excentricity a sklony těchto planet jsou také vzrušeny během těchto setkání, což poskytuje jedno z možných vysvětlení pro pozorované rozložení excentricity exoplanet těsně po oběžné dráze. Výsledné systémy jsou často blízko hranic stability. Stejně jako v Niceském modelu mohou systémy exoplanet s vnějším diskem planetesimál také podléhat dynamickým nestabilitám po rezonančních přechodech během migrace řízené planetesimami. Výstřednosti a sklony planet na vzdálených drahách mohou být tlumeny dynamickým třeníms planetesimálami s konečnými hodnotami závislými na relativních hmotnostech disku a planet, které měly gravitační střetnutí.
Přílivová migrace
Příliv a odliv mezi hvězdou a planetou mění hlavní poloosu a excentricitu oběžné dráhy planety. Pokud planeta obíhá velmi blízko své hvězdy, příliv planety zvedne na hvězdě vybouleninu. Pokud je rotační perioda hvězdy delší než oběžná doba planety, umístění vyboulení zaostává za linií mezi planetou a středem hvězdy a vytváří točivý moment mezi planetou a hvězdou. V důsledku toho planeta ztrácí moment hybnosti a její hlavní poloosa s časem klesá.
Pokud je planeta na excentrické oběžné dráze, síla přílivu je silnější, když je blízko perihélia. Planeta je nejvíce zpomalena, když je blízko perihelia, což způsobuje, že její aphelion klesá rychleji než perihelium, což snižuje její excentricitu. Na rozdíl od diskové migrace - která trvá několik milionů let, než se plyn rozptýlí - přílivová migrace pokračuje miliardy let. Slapová evoluce blízkých planet vytváří polohlavní osy typicky poloviční, než byly v době, kdy se plynná mlhovina vyčistila.
Kozaiovy cykly a slapové tření
Viz také: Kozaiův mechanismus
Planetární dráha, která je nakloněna vzhledem k rovině dvojhvězdy, se může zmenšit v důsledku kombinace Kozaiových cyklů a slapového tření . Interakce se vzdálenější hvězdou způsobí, že oběžná dráha planety podstoupí výměnu excentricity a sklonu v důsledku Kozaiova mechanismu. Tento proces může zvýšit excentricitu planety a snížit její perihélium natolik, aby vytvořilo silné přílivy mezi planetou na hvězdném přírůstku. Když je planeta blízko hvězdy, ztrácí moment hybnosti, což způsobuje zmenšení její oběžné dráhy.
Výstřednost a sklon planety se opakovaně cyklí, čímž se zpomaluje evoluce hlavní semi-hlavní osy planet.Pokud se oběžná dráha planety zmenší natolik, že ji vyjme z vlivu vzdálené hvězdy, Kozaiovy cykly skončí. Jeho oběžná dráha se pak bude zmenšovat rychleji, jak bude slapově cirkulován. Dráha planety se také může stát retrográdní díky tomuto procesu. Kozaiovy cykly se mohou vyskytovat také v systému se dvěma planetami, které mají různé sklony v důsledku gravitačního rozptylu mezi planetami a mohou vést k planetám s retrográdními oběžnámi dráhami.
Planetesimální migrace
Dráha planety se může měnit v důsledku gravitačních setkání s velkým množstvím planetesimál. Planetesimální migraceje výsledkem akumulace přenosů momentu hybnosti během setkání mezi planetesimálami a planetou. U jednotlivých setkání závisí množství vyměněného momentu hybnosti a směr změny oběžné dráhy planety na geometrii setkání. U velkého počtu setkání závisí směr migrace planety na průměrném momentu hybnosti planetesimál vzhledem k planetě. Pokud je vyšší, například disk mimo oběžnou dráhu planety, planeta migruje ven, pokud je nižší, migruje planeta dovnitř. Migrace planety začínající s podobným momentem hybnosti jako disk závisí na potenciálních propadech a zdrojích planetesimál.
U jednoho planetárního systému se planetesimály mohou ztratit (potopit) pouze v důsledku jejich vyvržení, což by způsobilo migraci planety dovnitř. Ve více planetárních systémech mohou ostatní planety fungovat jako jímky nebo zdroje. Planetesimály mohou být odstraněny z vlivu planety po setkání s přilehlou planetou nebo převedeny na vliv této planety. Tyto interakce způsobují, že se oběžné dráhy planety rozcházejí, protože vnější planeta má tendenci odstraňovat planetesimály s větší hybností z vlivu vnitřní planety nebo přidávat planetesimály s nižší hybností a naopak. Jako zdroj také působí rezonance planety, kde jsou excentricity planetesimál napumpovány, až se protnou s planetou. Konečně planeta
Planetesimály řízená migrace může být utlumena, pokud se planetesimály ztratí v různých propadech rychleji, než se díky jejich zdrojům objeví nové. Může se udržet, pokud nové planetesimály vstoupí do jejího vlivu rychleji, než se ztratí. Pokud je trvalá migrace způsobena pouze její migrací, nazývá se migrace uprchlá. Je-li to způsobeno ztrátou planetesimál na vliv jiných planet, nazývá se to nucená migrace Pro jednu planetu obíhající v planetovém disku kratší časové osy setkání s planetesimálami s kratší periodou oběžných drah vedou k častějším setkáním s planetesimálami. planetesimály s menším momentem hybnosti a migrací planety dovnitř. Planetesimální migrace v plynovém disku však může být pro určitý rozsah planetesimálních velikostí směrem ven kvůli odstranění planetesimál s kratší periodou v důsledku odporu plynu.
Rezonanční snímání
Migrace planet může vést k zachycení planet v rezonancích a řetězcích rezonancí, pokud se jejich dráhy sblíží. Dráhy planet se mohou sblížit, pokud je migrace vnitřní planety zastavena na vnitřním okraji plynového disku, což má za následek vznik systémů těsně obíhajících vnitřních planet; nebo pokud je migrace zastavena v konvergenční zóně, kde se ruší krouticí momenty pohánějící migraci typu I, například v blízkosti ledové linie, v řetězci vzdálenějších planet.
Gravitační setkání mohou také vést k zachycení planet s značnou excentricitou v rezonancích.V hypotéze Grand tack je migrace Jupiteru zastavena a obrácena, když zachytil Saturn ve vnější rezonanci.Zastavení migrace Jupitera a Saturnu a zachycení Uranu a Neptunu v dalších rezonancích mohlo zabránit vytvoření kompaktního systému superzemí podobného mnoha těm, které našel Kepler.Vnější migrace planet může také vyústit v zachycení planetesimál v rezonanci s vnější planetou; například rezonanční transneptunské objekty v Kuiperově pásu.
Ačkoli se očekává, že migrace planet povede k systémům s řetězci rezonančních planet, většina exoplanet není v rezonancích. Jakmile se plynový disk rozptýlí, mohou být rezonanční řetězce narušeny gravitační nestabilitou.Interakce se zbylými planetesimály mohou narušit rezonance planet s nízkou hmotností a nechat je na orbitách mírně mimo rezonanci. Slapové interakce s hvězdou, turbulence v disku a interakce s brázdou jiné planety by také mohly narušit rezonance. Rezonančnímu zachycení se lze vyhnout u planet menších než Neptun s excentrickými drahami.
Ve sluneční soustavě
Hlavní článek: Pěkný model Simulace ukazující vnější planety a Kuiperův pás: (a) Před rezonancí Jupiter/Saturn 2:1. (b) Rozptyl objektů Kuiperova pásu do Sluneční soustavy po orbitálním posunu Neptunu. (c) Po vyvržení těles Kuiperova pásu Jupiterem
Migrace vnějších planet je scénář navržený k vysvětlení některých orbitálních vlastností těles v nejvzdálenějších oblastech Sluneční soustavy. Za Neptunem pokračuje Sluneční soustava do Kuiperova pásu , rozptýleného disku a Oortova oblaku , tří řídkých populací malých ledových těles, o kterých se předpokládá, že jsou výchozími body většiny pozorovaných komet . V jejich vzdálenosti od Slunce byla akrece příliš pomalá na to, aby umožnila planetám vzniknout dříve, než se sluneční mlhovina rozptýlila, protože původní disk postrádal dostatečnou hustotu hmoty, aby se zkonsolidoval do planety. Kuiperův pás leží mezi 30 a 55 AU od Slunce, zatímco vzdálenější rozptýlený disk sahá do více než 100 AU, a vzdálený Oortův oblak začíná asi ve výšce 50 000 AU.
Podle tohoto scénáře byl Kuiperův pás původně mnohem hustší a blíže Slunci: obsahoval miliony planetesimál a vnější okraj měl přibližně 30 AU, současná vzdálenost Neptunu. Po zformování Sluneční soustavy se oběžné dráhy všech obřích planet dále pomalu měnily, ovlivněné jejich interakcí s velkým počtem zbývajících planetesimál. Po 500-600 milionech let (asi před 4 miliardami let) Jupiter a Saturn divergentně protnuly orbitální rezonanci 2:1 , při které Saturn oběhl Slunce jednou za každé dva oběhy Jupiteru.Toto rezonanční křížení zvýšilo excentricity Jupiteru a Saturnu a destabilizovalo oběžné dráhy Uranu a Neptunu. Následovala setkání mezi planetami, která způsobila, že Neptun proletěl kolem Uranu a zaoral se do hustého planetesimálního pásu. Planety rozptýlily většinu malých ledových těles dovnitř, zatímco samy se pohybovaly ven. Tyto planetesimály se pak podobným způsobem rozptýlily od další planety, se kterou se setkaly, a pohybovaly oběžné dráhy planet směrem ven, zatímco oni se pohybovali dovnitř. Tento proces pokračoval, dokud planetesimály neinteragovaly s Jupiterem, jehož obrovská gravitace je poslala na vysoce eliptické dráhy nebo je dokonce přímo vyvrhla ze Sluneční soustavy. To způsobilo, že se Jupiter mírně pohnul dovnitř. Tento scénář rozptylu vysvětluje současnou nízkou hmotnost transneptunských populací. Na rozdíl od vnějších planet se nevěří, že by se vnitřní planety v průběhu věku Sluneční soustavy významně stěhovaly, protože jejich oběžné dráhy zůstaly po období obřích dopadů stabilní .