Planetární migrace - Planetary migration

Tvorba hvězd
LH 95.jpg
Objektové třídy
Teoretické koncepty

K planetární migraci dochází, když planeta nebo jiné těleso na oběžné dráze kolem hvězdy interaguje s kotoučem plynu nebo planetesimálů , což má za následek změnu jejích orbitálních parametrů, zejména její hlavní poloosy . Planetární migrace je nejpravděpodobnějším vysvětlením horkých Jupiterů ( exoplanety s hmotností Jovianů, ale oběžné dráhy jen několik dní). Obecně přijímaná teorie vzniku planet z protoplanetárního disku předpovídá, že takové planety se nemohou tvořit tak blízko jejich hvězd, protože v tak malých poloměrech není dostatečná hmotnost a teplota je příliš vysoká na to, aby umožnila tvorbu skalnatých nebo ledových planetesimálů.

Rovněž se ukázalo, že pozemské planety mohou podléhat rychlé migraci dovnitř, pokud se vytvoří, když je plynový disk stále přítomen. To může ovlivnit tvorbu jader obřích planet (které mají hmotnosti řádově 10 až 1 000 hmotností Země), pokud se tyto planety vytvoří prostřednictvím mechanismu akrece jádra .

Typy disků

Plynový kotouč

Pozorování naznačují, že plyn na protoplanetárních discích obíhajících kolem mladých hvězd má životnost několik až několik milionů let. Pokud jsou planety s hmotností kolem hmotnosti Země nebo větší, zatímco je plyn stále přítomen, mohou si planety vyměňovat moment hybnosti s okolním plynem v protoplanetárním disku, takže se jejich oběžné dráhy postupně mění. Ačkoli v místních izotermických discích je smysl migrace obvykle dovnitř, k migraci směrem ven může dojít u disků, které mají entropické gradienty.

Planetesimální disk

Během pozdní fáze formování planetárního systému masivní protoplanety a planetesimály gravitačně interagují chaotickým způsobem, což způsobuje vrhání mnoha planetesimálů na nové oběžné dráhy. To má za následek výměnu hybnosti mezi planetami a planetesimály 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 s Neptunem 3: 2 .

Druhy migrace

Existuje mnoho různých mechanismů, kterými mohou obíhat dráhy planet, které jsou níže popsány jako migrace disku (migrace typu I, migrace typu II nebo migrace typu III ), přílivová migrace, migrace řízená planetesimálem , gravitační rozptyl a Kozaiho cykly a slapové tření . Tento seznam typů není vyčerpávající ani definitivní: V závislosti na tom, co je pro jakýkoli typ studie nejvhodnější, budou různí vědci rozlišovat mechanismy poněkud odlišnými způsoby.

Klasifikace jakéhokoli mechanismu je založena hlavně na okolnostech na disku, které umožňují mechanismu efektivně přenášet energii a / nebo moment hybnosti do az planetárních drah. Jak ztráta nebo přemístění materiálu na disku mění okolnosti, jeden mechanismus migrace ustoupí jinému mechanismu, nebo možná žádnému. Pokud neexistuje žádný následný mechanismus, migrace se (z velké části) zastaví a hvězdný systém se stane (většinou) stabilní.

Migrace disku

Migrace disku vzniká z gravitační síly vyvíjené dostatečně masivním tělesem vloženým do disku na plyn okolního disku, který narušuje jeho distribuci hustoty. Podle principu reakce klasické mechaniky působí plyn na tělo stejnou a opačnou gravitační silou, což lze také vyjádřit jako točivý moment . Tento točivý moment mění moment hybnosti oběžné dráhy planety, což má za následek změnu hlavní poloosy a dalších orbitálních prvků. Nárůst semi-hlavní osy v průběhu času vede k migraci ven , tj. Pryč od hvězdy, zatímco opačné chování vede k migraci dovnitř .

Tři podtypy migrace disku se rozlišují jako typy I, II a III. Číslování není určeno k navrhování posloupnosti nebo fází.

Migrace typu I.

Malé planety podléhají migraci disku typu I poháněné točivými momenty vyplývajícími z Lindbladových a ko-rotačních rezonancí. Lindbladovy rezonance vzrušují vlny hustoty spirály v okolním plynu, a to jak uvnitř, tak vně planety. Ve většině případů vnější spirálová vlna vyvíjí větší točivý moment než vnitřní vlna, což způsobuje, že planeta ztrácí moment hybnosti, a proto migruje směrem ke hvězdě. Rychlost migrace způsobená těmito točivými momenty je úměrná hmotnosti planety a místní hustotě plynu a má za následek časový rozvrh migrace, který bývá krátký vzhledem k milionové životnosti plynného disku. Další kroutící momenty jsou rovněž vyvíjeny plynem obíhajícím s obdobím podobným planetě. V referenčním rámci připojeném k planetě tento plyn sleduje oběžné dráhy podkovy a mění směr, když se blíží k planetě zepředu nebo zezadu. Kurz reverzace plynu před planetou pochází z větší poloosové osy a může být chladnější a hustší než kurz reverzace plynu za planetou. To může mít za následek oblast nadměrné hustoty před planetou a menší hustoty za planetou, což způsobí, že planeta získá moment hybnosti.

Hmotnost planety, pro kterou lze migraci aproximovat na typ I, závisí na výšce stupnice místního tlaku plynu a v menší míře na kinematické viskozitě plynu. Na teplých a viskózních discích se migrace typu I může vztahovat na větší hmotné planety. V lokálně izotermických discích a daleko od strmých hustotních a teplotních gradientů jsou momenty pro společné otáčení obvykle překonávány momenty Lindblad . Oblasti migrace směrem ven mohou existovat pro některá hmotnostní rozmezí planet a podmínky disku v místních izotermických i neizotermických discích. Umístění těchto oblastí se může během vývoje disku lišit a v lokálně izotermickém případě jsou omezeny na oblasti s velkou hustotou a/nebo teplotními radiálními gradienty v několika výškových stupnicích tlaku. Ukázalo se, že migrace typu I v místním izotermickém disku je kompatibilní s tvorbou a dlouhodobým vývojem některých pozorovaných planet Kepler . Rychlé narůstání pevného materiálu planetou může také produkovat „topný moment“, který způsobí, že planeta získá moment hybnosti.

Migrace typu II

Planeta dostatečně masivní, aby otevřela mezeru v plynném disku, prochází režimem označovaným jako migrace disku typu II . Když je hmota rušivé planety dostatečně velká, slapový točivý moment, který vyvíjí na plyn, přenáší moment hybnosti na vnější povrch plynu na oběžné dráze planety a působí opačný vnitřek planety, čímž odpuzuje plyn z celé oběžné dráhy. V režimu typu I mohou viskózní točivé momenty účinně čelit tomuto efektu opětovným dodáním plynu a vyhlazením ostrých gradientů hustoty. Když ale točivé momenty zesílí natolik, že překonají viskózní 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 žádný plyn nepřekračuje mezeru, migrace planety sleduje viskózní vývoj plynu disku. Planeta se ve vnitřním disku spirálovitě spirálovitě ohýbá směrem dovnitř, v návaznosti na narůstání plynu na hvězdu. V tomto případě je rychlost migrace obvykle pomalejší, než by byla migrace planety v režimu typu I. Na vnějším disku však může být migrace směrem ven, pokud se disk viskózně rozšiřuje. Očekává se, že planeta o hmotnosti Jupitera na typickém protoplanetárním disku projde migrací přibližně rychlostí typu II, přičemž přechod z typu I na typ II nastane zhruba při hmotnosti Saturnu, protože se otevře částečná mezera.

Migrace typu II je jedním z vysvětlení vzniku žhavých Jupiterů . V realističtějších situacích, pokud se na disku nevyskytují extrémní tepelné a viskozitní podmínky, probíhá mezerou neustálý tok plynu. V důsledku tohoto hmotnostního toku mohou být točivé momenty působící na planetu citlivé na vlastnosti lokálních disků, podobné točivým momentům při práci během migrace typu I. U viskózních disků lze tedy migraci typu II typicky popsat jako upravenou formu migrace typu I v jednotném formalismu. Přechod mezi migrací typu I a typu II je obecně plynulý, ale byly také zjištěny odchylky od plynulého přechodu. V některých situacích, kdy planety indukují excentrickou poruchu v plynu okolního disku, se migrace typu II může zpomalit, zastavit nebo zvrátit.

Z fyzického hlediska jsou migrace typu I a typu II poháněna stejným typem točivých momentů (u Lindbladových a ko-rotačních rezonancí). Ve skutečnosti je lze interpretovat a modelovat jako jediný režim migrace, který je u typu I vhodně upraven narušenou povrchovou hustotou plynu na disku.

Migrace disku typu III

Migrace disku typu III se vztahuje na poměrně extrémní případy disku / planety a vyznačuje se extrémně krátkými časovými intervaly migrace. Ačkoli se někdy označuje jako „uprchlá migrace“, míra migrace se v průběhu času nemusí zvyšovat. Migrace typu III je poháněna ko-orbitálními točivými momenty z plynu zachyceného v oblastech librace planety a z počátečního, relativně rychlého, planetárního radiálního pohybu. Radiální pohyb planety vytlačuje plyn v jeho ko-orbitální oblasti a vytváří asymetrii hustoty mezi plynem na přední a zadní straně planety. Migrace typu III se vztahuje na disky, které jsou relativně masivní, a na planety, které mohou otevřít pouze částečné mezery v plynovém disku. Předchozí interpretace spojovaly migraci typu III s prouděním plynu přes oběžnou dráhu planety v opačném směru než radiální pohyb planety, což vytváří pozitivní zpětnou vazbu. Dočasně může také dojít k rychlé migraci směrem ven, což přivede obří planety na vzdálené oběžné dráhy, pokud je pozdější migrace typu II při vyhánění planet zpět neúčinná.

Gravitační rozptyl

Dalším možným mechanismem, který může pohybovat planetami po velkých orbitálních poloměrech, je gravitační rozptyl většími planetami nebo v protoplantárním disku gravitační rozptyl nadměrnými hustotami v tekutině disku. V případě sluneční soustavy mohli být Uran a Neptun gravitačně rozptýleny na větší oběžné dráhy blízkým setkáním s Jupiterem a/nebo Saturnem. Systémy exoplanet mohou procházet podobnými dynamickými nestabilitami po rozptýlení plynového disku, které mění jejich oběžné dráhy a v některých případech mají za následek vyvržení planet nebo srážku s hvězdou.

Planety rozptýlené gravitačně mohou končit na vysoce excentrických oběžných drahách s perihelií blízko hvězdy, což umožní jejich oběžné dráze měnit přílivem a odlivem, který na hvězdu vyvolávají. Během těchto setkání jsou také vzrušeny výstřednosti a sklony těchto planet, které poskytují jedno možné vysvětlení pozorovaného rozložení excentricity blízko obíhajících exoplanet. Výsledné systémy jsou často blízko hranic stability. Stejně jako v modelu z Nice mohou systémy exoplanet s vnějším diskem planetesimálů také procházet dynamickými nestabilitami po rezonančních přechodech během planetesimálně řízené migrace. Excentricity a sklony planet na vzdálených oběžných drahách lze tlumit dynamickým třením s planetesimály s konečnými hodnotami v závislosti na relativních hmotnostech disku a planet, které měly gravitační střetnutí.

Přílivová migrace

Příliv a odliv mezi hvězdou a planetou upravují polopřímou osu a orbitální excentricitu planety. Pokud planeta obíhá velmi blízko své hvězdy, příliv planety vyvolá vyboulení hvězdy. Pokud je rotační perioda hvězdy delší než oběžná doba planety, umístění boule zaostává za čárou mezi planetou a středem hvězdy a vytváří točivý moment mezi planetou a hvězdou. V důsledku toho planeta ztrácí hybnost a její polovysoká osa se s časem zmenšuje.

Pokud je planeta na excentrické oběžné dráze, je síla přílivu silnější, když je blízko perihelia. Planeta je nejvíce zpomalena, když se nachází v blízkosti perihelia, což způsobuje, že její aphelion klesá rychleji než perihelion, což snižuje její excentricitu. Na rozdíl od migrace disku - která trvá několik milionů let, než se plyn rozptýlí - přílivová migrace pokračuje miliardy let. Přílivová evoluce blízkých planet vytváří poloviční hlavní osy, které jsou obvykle poloviční než v době, kdy se plynová mlhovina uvolnila.

Kozaiovy cykly a přílivové tření

Viz také: mechanismus Kozai

Planetární oběžná dráha, která je nakloněna vzhledem k rovině dvojhvězdy, se může zmenšit v důsledku kombinace Kozaiho cyklů a slapového tření . Interakce se vzdálenější hvězdou způsobují, že planety na oběžné dráze podléhají výměně excentricity a sklonu díky mechanismu Kozai. Tento proces může zvýšit excentricitu planety a snížit její perihelion natolik, aby mezi planetou a hvězdou vznikly silné přílivy. Když je planeta blízko hvězdy, ztrácí hybnost, což způsobuje zmenšení její oběžné dráhy.

Cyklus excentricity a sklonu planety opakovaně zpomaluje vývoj poloosové planety. Pokud se oběžná dráha planety zmenší natolik, že ji odstraníme z vlivu vzdálené hvězdy, Kozaiho cykly skončí. Jeho oběžná dráha se pak bude zmenšovat rychleji, protože je přílivově oběhována. Oběžná dráha planety se díky tomuto procesu může také stát retrográdní. Kozaiovy cykly mohou také nastat v systému se dvěma planetami, které mají rozdílné sklony v důsledku gravitačního rozptylu mezi planetami a mohou mít za následek planety s retrográdními oběžnými dráhami.

Planetesimální migrace

Dráha planety se může změnit v důsledku gravitačních setkání s velkým počtem planetesimálů. Planetesimální migrace je výsledkem akumulace přenosů momentu hybnosti během setkání mezi planetesimály a planetou. U jednotlivých setkání je množství vyměněného momentu hybnosti a směr změny na oběžné dráze planety závisí na geometrii setkání. U velkého počtu setkání závisí směr migrace planety na průměrném momentu hybnosti planetesimálů vzhledem k planetě. Pokud je vyšší, například disk mimo oběžnou dráhu planety, planeta migruje ven, pokud je nižší, planeta migruje dovnitř. Migrace planety začínající podobným momentem hybnosti jako disk závisí na potenciálních propadech a zdrojích planetesimálů.

U systému jedné planety mohou být planetesimály ztraceny pouze (propad) kvůli jejich vysunutí, což by způsobilo, že planeta migruje dovnitř. Ve více planetárních systémech mohou ostatní planety fungovat jako propady nebo zdroje. Planetesimály mohou být odstraněny z vlivu planety po setkání se sousední planetou nebo přeneseny do vlivu 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 nižším momentovým momentem a naopak. Jako zdroj působí také rezonance planety, kde se excentricity planetesimálů čerpají, dokud se s planetou neprotnou. Nakonec migrace planety funguje jako propad a zdroj nových planetesimálů, které vytvářejí pozitivní zpětnou vazbu, která má tendenci pokračovat v migraci původním směrem.

Planetesimálně řízenou migraci lze tlumit, pokud jsou planetesimály ztraceny v různých jímkách rychleji, než se díky jejím zdrojům objevují nové. Může to vydržet, pokud nové planetesimály vstoupí do svého vlivu rychleji, než jsou ztraceny. Pokud je trvalá migrace způsobena pouze její migrací, nazývá se to migrace na útěku. Pokud je to způsobeno ztrátou planetesimálů vlivem jiných planet, nazývá se to vynucená migrace U jedné planety obíhající v planetesiálním disku způsobí kratší časové intervaly setkání s planetesimály s kratšími periodami oběžné dráhy častější setkání s planetesimals s menším moment hybnosti a vnitřní migrace planety. Planetesimálně řízená migrace v plynovém disku však může být směrem ven pro určitý rozsah planetesimálních velikostí kvůli odstranění planetesimálů s kratší periodou v důsledku tahu plynu.

Zachycení rezonance

Migrace planet může vést k zachycení planet v rezonancích a řetězcích rezonancí, pokud se jejich dráhy sblíží. Dráhy planet se mohou sbíhat, pokud je migrace vnitřní planety zastavena na vnitřním okraji plynového disku, což má za následek soustavy těsně obíhajících vnitřních planet; nebo pokud je migrace zastavena v konvergenční zóně, kde se momenty způsobující migraci typu I zruší, například v blízkosti ledu, v řetězci vzdálenějších planet.

Gravitační setkání mohou také vést k zachycení planet se značnými excentricitami v rezonancích. V hypotéze Grand tack je migrace Jupitera zastavena a obrácena, když zachytila ​​Saturn ve vnější rezonanci. Zastavení migrace Jupitera a Saturnu a zajetí Uranu a Neptunu v dalších rezonancích mohlo zabránit vzniku kompaktního systému superzemí podobných mnoha z těch, které našel Kepler. Migrace planet ven může také vést k zachycení planetesimálů v rezonanci s vnější planetou; například rezonanční transneptunické 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 zbytky planetesimálů mohou narušit rezonance planet s nízkou hmotností a ponechat je na oběžných drahách mírně mimo rezonanci. Přílivové interakce s hvězdou, turbulence v disku a interakce s probuzením jiné planety by také mohly narušit rezonance. Zachycení rezonance by se dalo vyhnout u planet menších než Neptun s excentrickými oběžnými dráhami.

Ve sluneční soustavě

Hlavní článek: Pěkný model
Simulace zobrazující vnější planety a Kuiperův pás: (a) Před rezonancí Jupiter/Saturn 2: 1. (b) Rozptýlení předmětů Kuiperova pásu do sluneční soustavy po orbitálním posunu Neptunu. (c) Po vysunutí těl 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 nichž se předpokládá, že jsou původními body většiny pozorovaných komet . V jejich vzdálenosti od Slunce byla narůstání příliš pomalá na to, aby se planety mohly vytvořit dříve, než se sluneční mlhovina rozptýlí, protože počátečnímu disku chyběla dostatečná hustota hmoty, aby se mohla konsolidovat do planety. Kuiperův pás leží mezi 30 a 55 AU od Slunce, zatímco dále rozptýlený disk se rozprostírá na více než 100 AU a vzdálený Oortův mrak začíná asi na 50 000 AU.

Podle tohoto scénáře byl Kuiperův pás původně mnohem hustší a blíže ke Slunci: obsahoval miliony planetesimálů a měl vnější okraj přibližně 30 AU, současnou vzdálenost Neptunu. Po vzniku sluneční soustavy se oběžné dráhy všech obřích planet nadále pomalu měnily, což bylo ovlivněno jejich interakcí s velkým počtem zbývajících planetesimálů. Po 500–600 milionech let (asi před 4 miliardami let) Jupiter a Saturn divergentně překročily orbitální rezonanci 2: 1 , při které Saturn obíhal Slunce jednou za každé dvě oběžné dráhy Jupitera. Tento přechod rezonance zvýšil výstřednosti Jupitera a Saturnu a destabilizoval dráhy Uranu a Neptunu. Následovaly střety mezi planetami, které způsobily, že Neptun vyrazil kolem Uranu a zaoral se do hustého planetesimálního pásu. Planety rozptýlily většinu malých ledových těl dovnitř a samy se pohybovaly ven. Tyto planetesimály se poté rozptýlily z další planety, na kterou narazily podobným způsobem, přičemž pohybovaly oběžné dráhy planet ven, zatímco se pohybovaly dovnitř. Tento proces pokračoval, dokud planetesimály neinteragovaly s Jupiterem, jehož obrovská gravitace je poslala na vysoce eliptické oběžné dráhy nebo je dokonce vysunula přímo ze sluneční soustavy. To způsobilo, že se Jupiter pohyboval mírně dovnitř. Tento scénář rozptylu vysvětluje současnou nízkou hmotnost transneptunských populací. Na rozdíl od vnějších planet se nepředpokládá, že by vnitřní planety během stárnutí sluneční soustavy významně migrovaly, protože jejich oběžné dráhy zůstaly po období obřích nárazů stabilní .

Viz také

Poznámky

Reference