Planetarisk migration er en proces, der opstår, når en planet eller en anden satellit af en stjerne interagerer med en gasskive eller planetesimaler , som et resultat af hvilken orbitalparametrene ændrer sig, især den semi- hovedakse . Planeternes migration kan forklare eksistensen af varme Jupitere: exoplaneter med en masse af størrelsesordenen af Jupiters masse, men med perioder med omdrejninger omkring stjernen svarende til kun et par dage. En almindelig teori om dannelsen af planeter fra en protoplanetarisk skiveforudsiger, at sådanne planeter ikke kan dannes så tæt på stjernerne, fordi der ikke er nok materiale på så små afstande, og temperaturen er for høj til dannelsen af stenede eller iskolde planetesimaler.
Det viste sig også, at jordbaserede planeter kan undergå hurtig migration til den indre del af systemet, hvis de dannes under eksistensen af en gasskive. Dette kan påvirke dannelsen af kernerne af gigantiske planeter (med en masse på ca. Jordmasser), hvis de dannes tilvækst på den oprindelige kerne.
Protoplanetære gasskiver omkring unge stjerner er blevet observeret at eksistere i flere millioner år. Hvis der dannes planeter med en masse af størrelsesordenen Jordens masse i skiven, så kan planeterne udveksle vinkelmomentum med den omgivende gas i skiven, så planeternes kredsløbsparametre gradvist kan ændre sig. Selvom migrering til den lokalt isotermiske disk normalt forekommer i sådanne tilfælde, kan migration til den ydre region forekomme i diske med en entropigradient.
På et sent stadium i dannelsen af planetsystemet interagerer massive protoplaneter og planetesimaler kaotisk med hinanden gravitationsmæssigt, hvilket resulterer i, at mange planetesimaler kan kastes ind i andre baner. I dette tilfælde sker en udveksling af vinkelmomentum mellem planeterne og planetesimalerne, og migration sker (indad eller udad). Neptuns udvandring menes at være ansvarlig for den efterfølgende resonansindfangning af Pluto og andre plutinoer i en 3:2 orbital resonans med Neptun.
Denne type orbital migration opstår på grund af tyngdekraften mellem det massive legeme i skiven og skivegassen. Gassen virker med samme kraft på en massiv genstand. Dette ændrer vinkelmomentet i planetens kredsløb, hvilket fører til en ændring i kredsløbets elementer, såsom semi-hovedaksen (men alle elementer kan ændre sig). En stigning i semi-hovedaksen over tid kan føre til migration af planeten til den ydre region af systemet, mens et fald kan føre til migration til den indre region.
Type I migrationMindre planeter deltager i type I-migration styret af øjeblikke, der opstår fra fremkommende bølger i regionerne med Lindblad-resonans og området med korotation. Lindblad-resonansen resulterer i dannelsen af tæthedsbølger i den omgivende gas i og uden for planetens kredsløb. I de fleste tilfælde har den ydre spiralbølge mere indflydelse end den indre bølge, så planeten mister vinkelmomentum og nærmer sig stjernen. Migrationshastigheden er proportional med planetens masse og gassens lokale tæthed. Den karakteristiske migrationstid er kort sammenlignet med levetiden for den gasformige skive (millioner af år). [1] En yderligere påvirkning fra corotationsregioner opstår under påvirkning af gas, der bevæger sig med en periode af størrelsesordenen planetens omløbsperiode. I referencerammen, der er knyttet til planeten, bevæger gassen sig i en hesteskobane og skifter retning, når den nærmer sig planeten forfra eller bagfra. Gas, der ændrer retning foran planeten, har en stor semi-hovedakse og kan være koldere og tættere end gas, der ændrer retning bag planeten. I dette tilfælde kan der opstå et område med øget gastæthed foran planeten og et område med lav tæthed bag planeten, mens vinkelmomentet ændres. [2] [3] Den masse af planeten, hvor migrationen fortsætter ifølge type I, afhænger af den lokale lodrette skala for tryk u. i mindre grad på gassens kinematiske viskositet. [1] [4] I tilfælde af en varm og tyktflydende skive kan type I migration forekomme for planeter med store masser. I lokalt isotermiske skiver og i tilfælde af svag densitet og temperaturgradienter er effekten af korotationsregioner mindre kraftig end effekten af Lindblad-resonanser. [5] [4] Områder med migration til den ydre del af skiven kan eksistere i et vist område af planetmasser og skiveparametre, også i tilfælde af lokalt isotermiske eller ikke-isotermiske skiver. [4] [6] Placeringen af sådanne regioner kan variere afhængigt af diskens udviklingsstadium. I tilfælde af en lokalt isotermisk skive er de indeholdt i områder, hvor radial tæthed og/eller trykgradienter er store ved afstande af størrelsesordenen adskillige vertikale trykskalaer. Type I migration i en lokalt isotermisk disk er i overensstemmelse med dannelsen og langsigtet udvikling af nogle exoplaneter observeret af Kepler -teleskopet. [7] Den hurtige ophobning af fast stof på en planet kan også skabe yderligere momentum, hvor planetens samlede vinkelmomentum øges. [otte]
Type II migrationHvis planeten er massiv nok til at skabe et tomrum i den gasformige skive, så klassificeres dens bevægelse som en type II migration. Ved en tilstrækkelig stor masse af den forstyrrende planet overfører den tidevandseffekt, som den udøver på gassen, vinkelmomentet til gassen uden for planetens bane, mens vinkelmomentet inde i planetens kredsløb aftager, som følge heraf gas fejes ud af nærheden af planetens kredsløb. Under type I-migrering forhindrer påvirkningen af gasviskositet, at gas fejer ud på grund af dens omfordeling og udjævning af en skarp densitetsgradient. Men hvis påvirkningen bliver så stærk, at den overstiger indflydelsen af viskositet i nærheden af planeten, dannes der et ringformet område med reduceret tæthed. Ringens bredde afhænger af gassens temperatur og viskositet og af planeternes masse. I et simpelt scenarie, hvor gassen ikke krydser ringområdet, afhænger planeternes migration af ændringen i skivens viskositet over tid. I den indre del af skiven bevæger planeten sig i en spiral mod stjernen, sammen med tilvæksten af stof på stjernen. I dette tilfælde er migreringen normalt langsommere end i type I. I den ydre del af disken kan migreringen fortsætte væk fra stjernen, hvis disken udvider sig. En planet med massen af Jupiter i en almindelig protoplanetarisk skive udfører formentlig en type II migration, overgangen fra type I til type II sker ved en masse af størrelsesordenen af Saturns masse. [9] [10] Type II migration kan forklare eksistensen af varme Jupitere . [11] I mere realistiske situationer, så længe temperatur- og viskositetsforholdene for skiven ikke når ekstreme værdier, er der en strøm af gas gennem det ringformede område. [12] Som en konsekvens af massestrømmen er der momenter af kræfter, der virker på planeten og afhængigt af skivens lokale egenskaber, såvel som momenter i tilfælde af Type I migration. I viskøse skiver kan type II migration beskrives som en modificeret version af type II migration inden for den generelle teori. [10] [4] Overgangen fra et Type I migrationsregime til et Type II migrationsregime er sædvanligvis ret glat, men der er fundet afvigelser fra den glidende overgang. [9] [13] I nogle situationer, hvor planeter skaber ikke-cirkulære forstyrrelser i den omgivende gasskive, kan Type II migration bremse, stoppe eller ændre retning. [fjorten]
Type III migrationDenne migrationstilstand eksisterer i de begrænsende tilfælde af forhold mellem skivens parametre og planeter og er karakteriseret ved en meget kort tidsskala. [15] [16] [10] Selvom denne migrationsmåde i nogle tilfælde omtales som " løbsk migration ", stiger migrationshastigheden ikke nødvendigvis over tid. [15] [16] Type III migration er drevet af de co-orbitale momenter af gas fanget i planetens librationsområde under planetens indledende relativt hurtige radiale bevægelse. Planetens radiale bevægelse forskyder gassen i kredsløbets retning, hvilket skaber en asymmetri i gastætheden nær planetens førende og bagende halvkugler. [10] [1] Type III migration forekommer i tilstrækkeligt massive skiver og i tilfælde af planeter, der kun er i stand til at skabe delvise hulrum i den gasformige skive. [1] [10] [15] I tidlige fortolkninger var type III migration forbundet med gasstrømme hen over planetens kredsløb i den modsatte retning i forhold til planetens radiale bevægelse. [15] Hurtig bevægelse til det ydre område kan nogle gange forekomme i kort tid, hvor gigantiske planeter overføres til fjerne baner, i tilfælde af at Type II migration ikke effektivt overfører planeterne tilbage. [17]
En anden mulig mekanisme, der kunne flytte planeter mod større kredsløbsradier, er gravitationsspredning fra større planeter eller, i nærvær af en protoplanetarisk skive, gravitationsspredning fra områder med øget tæthed i skiven. [18] I tilfældet med solsystemet kan Uranus og Neptun have spredt sig i højere baner under tætte møder med Jupiter og/eller Saturn. [19] [20] Exoplanetsystemer kan blive påvirket af en lignende dynamisk ustabilitet under gasdiskdissipation; dette ændrer planeternes kredsløb, og i nogle tilfælde kan planeterne blive slynget ud af systemet eller kan kollidere med stjernen. Også som følge af spredning kan planeten bevæge sig ind i en bane med høj excentricitet, og når pericentret passerer tæt på stjernen, kan kredsløbet ændre sig på grund af stjernens tidevandseffekt. Excentriciteterne og hældningen af planeternes baner ændrer sig også under tilnærmelser, hvilket kan forklare den observerede fordeling af excentriciteter i banerne for exoplaneter tæt på stjernen. [21] De resulterende planetsystemer er normalt tæt på stabilitetsgrænsen. [22] I Nice-modellen kan exoplanetsystemer med en ydre skive af planetesimaler også være udsat for dynamisk ustabilitet på grund af tilstedeværelsen af resonanskryds under planetesimal-drevet migration. Excentriciteter og hældninger af planeter i fjerne baner kan ændre sig på grund af tilstedeværelsen af dynamisk friktion med planetesimaler, mens de endelige værdier af parametrene afhænger af den relative masse af skiven og planeterne involveret i gravitationsmøder. [23]
Tidevandsinteraktionen mellem stjernen og planeten ændrer den semi-hovedakse og excentriciteten af planetens kredsløb. Tidevandet fra en planet, der kredser om en stjerne, skaber en forhøjning på stjernens overflade. Hvis stjernens rotationsperiode overstiger planetens rotationsperiode, så halter placeringen af højden efter den lige linje mellem planeten og stjernens centrum, hvilket skaber et kraftmoment mellem planeten og stjernen. Som et resultat mister planeten vinkelmomentum, dens banes semi-hovedakse falder med tiden. Hvis planetens kredsløb har en excentricitet, så er tidevandets størrelse større, når planeten er i kredsløbets periapsis. Planeten sænker farten mest nær periapsis, hvor den apocentriske afstand aftager hurtigere end den pericentriske, hvilket reducerer excentriciteten. I modsætning til diskmigrering, som varer adskillige millioner år, før gassen forsvinder, fortsætter tidevandsvandringen i milliarder af år. Tidevandsudviklingen af planeter tæt på stjernen fører til et fald i planeternes store halvakser med omkring halvdelen sammenlignet med de værdier, de havde på tidspunktet for spredningen af den protoplanetariske tåge. [24]
Planetens kredsløb, som er skråtstillet i forhold til en dobbeltstjernes rotationsplan, kan trække sig sammen på grund af en kombination af Kozai-cyklusser og tidevandsfriktion. Interaktion med en mere fjern stjerne fører til det faktum, at inden for rammerne af Lidov-Kozai-mekanismen ændres excentriciteten og hældningen af planetens bane. Banens excentricitet kan stige, mens den pericentriske afstand aftager, og der kan opstå en stærk tidevandsinteraktion mellem planeten og stjernen. Når planeten er i nærheden af en stjerne, mister den vinkelmomentum, kredsløbet krymper. Ændringscyklusser i excentricitet og hældning ændrer gradvist den semi-hovedakse i planetens kredsløb. [25] Hvis planetens kredsløb skrumper, så planeten ikke længere mærker indflydelsen fra en fjern stjerne, så slutter Kozai-cyklussen. Banen i dette tilfælde vil krympe hurtigere, da den bliver cirkulær under påvirkning af tidevandskræfter. Planetens kredsløb kan også blive retrograd. Kozai-cykler kan eksistere i et system med to planeter, der har skiftende hældninger på grund af gravitationsspredning mellem planeterne, mens en af banerne kan blive retrograd. [26] [27]
En planets kredsløb kan ændre sig i gravitationsinteraktion med et stort antal planetesimaler. Migration under påvirkning af planetesimaler er resultatet af tilføjelsen af overførsler af vinkelmomentum under tilgange til planetesimaler. Med separate tilgange afhænger mængden af overført vinkelmomentum og ændringsretningen i planetens kredsløb af tilgangens geometriske parametre. Med et stort antal tilgange afhænger retningen af planetens migration af den gennemsnitlige vinkelmomentum af planetesimaler i forhold til planeten. Hvis vinkelmomentet er stort, for eksempel for en skive uden for planetens bane, så bevæger planeten sig til den yderste del af skiven; hvis vinkelmomentet er mindre end planetens, så bevæger det sig mod stjernen. Migrationen af en planet, startende med et vinkelmomentum svarende til det for en skive, afhænger af fordelingen af potentialet og områderne af planetesimalerne. I et enkelt planetsystem kan planetesimaler gå tabt i ejecta, hvor planeten bevæger sig tættere på stjernen. I et system med flere planeter kan planetesimaler bevæge sig væk fra en given planets indflydelsessfære, når de nærmer sig andre planeter, eller tværtimod falde ind i indflydelsessfæren. Sådanne interaktioner får planetens kredsløb til at blive bredere, da ydre planeter har tendens til at fjerne planetesimaler med højt momentum fra den indre planets indflydelsesområde eller introducere planetesimaler med lavt momentum i indflydelsesområdet. Resonanser med planeten, hvor excentriciteten af planetesimals baner stiger, indtil banerne begynder at krydse planetens region, er også en kilde til møder med planetesimaler og omfordeling af vinkelmomentum. Også i processen med selve migrationen nærmer planeten sig andre planetesimaler, mens migrationen fortsætter. Migration kan dø ud, hvis planetesimaler forlader planetsystemet hurtigere end andre planetesimaler kommer ind i planetens region. [28] Hvis en planet kredser i en protoplanetarisk skive, vil kortere indflyvningstider til planetesimaler i kredsløb med en lille omdrejningsperiode føre til hyppigere tilgange til planetesimaler med et lille vinkelmomentum, som et resultat af, at migrationen tager placeres i stjernens retning. [29] I en gasformig skive er udvandring dog mulig for visse størrelser af planetesimaler, fordi antallet af planetesimaler med en lille omløbsperiode på grund af samspillet med gassen er lille. [tredive]
Planeternes migration kan føre til, at planeterne er i resonans med hinanden, når deres baner er tætte. Planeternes baner kan konvergere ved at standse indadgående migration ved den inderste kant af den gasformige skive; i dette tilfælde dannes et system af tæt roterende indre planeter [31] eller, hvis migrationen stopper i området for nulstilling af de momenter, der styrer type I migration (f.eks. nær islinjen), en kæde af planeter tæt på hinanden, men fjernere fra stjernen, dannes. [32] Gravitationsinteraktion kan også føre til resonansindfangning af planeter med sammenlignelige excentriciteter. [33] Ifølge en af hypoteserne ( eng. Grand tack hypothesis ) stoppede Jupiters migration og ændrede retning, da Saturn ramte sin ydre resonans. [34] Opbremsningen af migrationen af Jupiter og Saturn, såvel som indfangningen af Uranus og Neptun i området med fjernere resonanser, kunne forhindre dannelsen af det kompakte system af superjordarter observeret af Kepler-teleskopet i mange planetariske systemer. [35] Migration af planeter til den ydre del af systemet kan også føre til resonansindfangning af planetesimaler, såsom i tilfældet med plutinoer i Kuiperbæltet . [36] Selvom det antages, at planetarisk migration fører til systemer med kæder af planeter i resonans, er de fleste af de observerede exoplaneter ikke i resonans. Resonanskæder kan ødelægges på grund af gravitationel ustabilitet under spredningen af en gasformig skive. [37] Interaktioner med de resterende planetesimaler kan ødelægge resonanskonfigurationerne af lavmasseplaneter og efterlade dem i baner uden for resonansområdet. [38] Tidevandsinteraktion med stjernen, turbulens i skiven og interaktion med andre dannede planeter kan også forstyrre resonanskonfigurationer. [39] Resonansfangst kan undgås af planeter mindre end Neptun i baner med høj excentricitet. [40]
Migrationen af de ydre planeter er et scenarie, der er foreslået for at forklare nogle af egenskaberne ved organernes kredsløb i det ydre solsystem. [41] Ud over Neptuns kredsløb strækker solsystemet sig som Kuiperbæltet, den spredte skive og Oortskyen , tre separate populationer af små iskolde legemer, der menes at være kilden til de fleste af de observerede kometer. I denne afstand fra Solen var tilvæksten meget svag til at tillade planeterne at dannes før spredningen af protosolar-tågen, da den oprindelige skive havde utilstrækkelig tæthed. Kuiperbæltet ligger mellem 30 og 55 AU. fra Solen, og den største udstrækning af den spredte skive overstiger 100 AU, [41] begynder Oort-skyen ved 50.000 AU. [42]
Ifølge dette scenarie var Kuiperbæltet oprindeligt tættere og tættere på Solen: det indeholdt millioner af planetesimaler, den ydre grænse var i en afstand på omkring 30 AU i Neptuns moderne kredsløb. Efter dannelsen af solsystemet fortsatte de gigantiske planeters baner med at ændre sig langsomt under tyngdekraftens indflydelse fra de resterende planetesimaler. Efter 500-600 millioner år (for ca. 4 milliarder år siden) flyttede Jupiter og Saturn sig til en 2:1 resonans, hvor Saturn laver en omdrejning rundt om Solen i løbet af to omdrejninger af Jupiter. [41] Jupiters og Saturns kredsløbsexcentriciteter øges, og Uranus og Neptuns baner bliver mindre stabile. Tilnærmelser til planeterne fører til migration af Neptun ud over Uranus kredsløb ind i det tætte bælte af planetesimaler. Planeterne spredte de fleste af de iskolde kroppe ud i solsystemet, mens de selv bevægede sig udad. Yderligere virkede en lignende mekanisme på planeter tættere på Solen, hvis kredsløb også blev langt fra Solen. [43] Processen fortsatte indtil planetesimalerne blev påvirket af Jupiter, hvis tyngdekraft overførte dem til baner med høj excentricitet eller smed dem ud af solsystemet. Samtidig rykkede Jupiter tættere på Solen. Det beskrevne scenarie forklarer den lille masse af befolkningen af trans-neptunske objekter. I modsætning til de ydre planeter antages de indre planeter at have bevæget sig lidt i løbet af solsystemets levetid, og deres baner forblev stabile under det sene tunge bombardement . [44]