Planetární migrace je proces , ke kterému dochází, když planeta nebo jiný satelit hvězdy interaguje s plynovým diskem nebo planetesimálami , v důsledku čehož se mění parametry oběžné dráhy, zejména polohlavní osa . Migrace planet může vysvětlit existenci horkých Jupiterů: exoplanet s hmotností řádu hmotnosti Jupitera, ale s periodami rotace kolem hvězdy rovnými pouze několika dnům. Běžná teorie vzniku planet z protoplanetárního diskupředpovídá, že takové planety nemohou vzniknout takto blízko hvězd, protože v tak malých vzdálenostech není dostatek materiálu a teplota je příliš vysoká pro tvorbu skalnatých nebo ledových planetesimál.
Ukázalo se také, že planety zemské hmotnosti mohou podstoupit rychlou migraci do vnitřní části systému, pokud vzniknou během existence plynového disku, což může ovlivnit tvorbu jader obřích planet (o hmotnosti asi 10 Zemské hmoty), pokud se tvoří narůstáním na původní jádro.
Protoplanetární plynové disky kolem mladých hvězd byly pozorovány již několik milionů let. Vzniknou-li v disku planety o hmotnosti řádu hmotnosti Země, pak si planety mohou vyměňovat moment hybnosti s okolním plynem v disku, takže se postupně mohou měnit orbitální parametry planet. Ačkoli v takových případech obvykle dochází k migraci do lokálně izotermického disku, k migraci do vnější oblasti může dojít u disků s gradientem entropie.
V pozdní fázi formování planetárního systému na sebe masivní protoplanety a planetesimály chaoticky gravitačně interagují, v důsledku čehož může být mnoho planetesimál vyvrženo na jiné dráhy. V tomto případě dochází k výměně momentu hybnosti mezi planetami a planetesimálami a dochází k migraci (dovnitř nebo ven). Předpokládá se, že migrace Neptunu směrem ven je zodpovědná za následné rezonanční zachycení Pluta a dalších plutin do orbitální rezonance 3:2 s Neptunem.
K tomuto typu orbitální migrace dochází v důsledku gravitační síly mezi masivním tělesem v disku a plynem disku. Plyn působí stejnou silou na masivní objekt. Tím se mění moment hybnosti na oběžné dráze planety, což vede ke změně prvků oběžné dráhy, jako je hlavní poloosa (ale všechny prvky se mohou měnit). Nárůst hlavní poloosy v průběhu času může vést k migraci planety do vnější oblasti systému, zatímco pokles může vést k migraci do vnitřní oblasti.
Migrace typu IMenší planety se účastní migrace I. typu řízené momenty vznikajícími z vynořujících se vln v oblastech Lindbladových rezonancí a v oblasti korotace. Lindbladova rezonance má za následek vznik hustotních vln v okolním plynu uvnitř i vně oběžné dráhy planety. Ve většině případů má vnější spirální vlna větší dopad než vnitřní vlna, takže planeta ztrácí moment hybnosti a přibližuje se ke hvězdě. Rychlost migrace je úměrná hmotnosti planety a místní hustotě plynu. Charakteristická doba migrace je krátká ve srovnání s životností plynného disku (miliony let). [1] Další vliv z korotačních oblastí vzniká vlivem plynu pohybujícího se s periodou řádově orbitální periody planety. V referenční soustavě spojené s planetou se plyn pohybuje po dráze podkovy a mění směr, jak se k planetě přibližuje zepředu nebo zezadu. Plyn, který mění směr před planetou, má velkou hlavní poloosu a může být chladnější a hustší než plyn, který mění směr za planetou. V tomto případě se může objevit oblast zvýšené hustoty plynu před planetou a oblast nízké hustoty za planetou, přičemž se mění moment hybnosti. [2] [3] Hmotnost planety, při které migrace probíhá podle I. typu, závisí na lokální vertikální stupnici pro tlak u. v menší míře na kinematické viskozitě plynu. [1] [4] V případě teplého a viskózního disku může u planet velkých hmotností dojít k migraci I. typu. V lokálně izotermických discích a v případech slabých hustotních a teplotních gradientů je účinek korotačních oblastí méně silný než účinek Lindbladových rezonancí. [5] [4] Oblasti migrace do vnější části disku mohou existovat v určitém rozsahu planetárních hmotností a parametrů disku, a to i v případě lokálně izotermických nebo neizotermických disků. [4] [6] Umístění takových oblastí se může lišit v závislosti na vývojové fázi disku. V případě lokálně izotermického disku jsou obsaženy v oblastech, kde jsou radiální hustoty a/nebo tlakové gradienty velké ve vzdálenostech řádově několika vertikálních tlakových stupnic. Migrace typu I v lokálně izotermickém disku je v souladu s formováním a dlouhodobým vývojem některých exoplanet pozorovaných dalekohledem Kepler . [7] Rychlá akrece pevné hmoty na planetě může také vytvořit další hybnost, při které se zvyšuje celkový úhlový moment planety. [osm]
Migrace typu IIPokud je planeta dostatečně masivní, aby vytvořila prázdnotu v plynném disku, pak je její pohyb klasifikován jako migrace typu II. V případě dostatečně velké hmotnosti rušící planety přenáší slapový efekt, kterým působí na plyn, moment hybnosti na plyn mimo oběžnou dráhu planety, zatímco uvnitř oběžné dráhy planety se úhlová hybnost snižuje, v důsledku čehož plyn je smeten z blízkosti oběžné dráhy planety. Během migrace I. typu zabraňuje vliv viskozity plynu vymetání plynu v důsledku jeho redistribuce a vyhlazení prudkého gradientu hustoty. Pokud se však náraz stane tak silným, že přesáhne vliv viskozity v blízkosti planety, vytvoří se prstencová oblast se sníženou hustotou. Šířka prstence závisí na teplotě a viskozitě plynu a na hmotnosti planet. V jednoduchém scénáři, kde plyn neprochází oblastí prstence, závisí migrace planet na změně viskozity disku v průběhu času. Ve vnitřní části disku se planeta pohybuje po spirále směrem ke hvězdě, spolu s narůstáním hmoty na hvězdu. V tomto případě je migrace obvykle pomalejší než u typu I. Ve vnější části disku může migrace pokračovat směrem od hvězdy, pokud se disk roztahuje. Planeta o hmotnosti Jupitera v obyčejném protoplanetárním disku pravděpodobně provádí migraci typu II, přechod z typu I na typ II nastává při hmotnosti řádu hmotnosti Saturnu. [9] [10] Migrace typu II může vysvětlit existenci horkých Jupiterů . [11] V realističtějších situacích, dokud teplotní a viskozitní podmínky disku nedosahují extrémních hodnot, dochází k proudění plynu prstencovou oblastí. [12] V důsledku toku hmoty dochází k momentům sil působících na planetu a v závislosti na místních vlastnostech disku a také momentům v případě migrace I. typu. U viskózních disků lze migraci typu II popsat jako modifikovanou verzi migrace typu II v rámci obecné teorie. [10] [4] Přechod z režimu migrace typu I na režim migrace typu II je obvykle poměrně hladký, byly však zjištěny odchylky od hladkého přechodu. [9] [13] V některých situacích, kdy planety vytvářejí nekruhové poruchy v okolním plynovém disku, může migrace typu II zpomalit, zastavit nebo změnit směr. [čtrnáct]
Migrace typu IIITento migrační režim existuje v limitních případech poměrů mezi parametry disku a planet a vyznačuje se velmi krátkou časovou škálou. [15] [16] [10] I když se v některých případech tento způsob migrace označuje jako „ útěková migrace “ , míra migrace se nemusí v čase nutně zvyšovat. [15] [16] Migrace typu III je řízena koorbitálními momenty plynu zachyceného v librační oblasti planety během počátečního relativně rychlého radiálního pohybu planety. Radiální pohyb planety posouvá plyn ve směru oběžné dráhy, čímž vzniká asymetrie v hustotě plynu v blízkosti přední a zaostávající polokoule planety. [10] [1] Migrace typu III nastává u dostatečně masivních disků a v případě planet schopných vytvářet v plynném disku pouze částečné dutiny. [1] [10] [15] V raných interpretacích byla migrace typu III spojena s prouděním plynu po oběžné dráze planety v opačném směru vzhledem k radiálnímu pohybu planety. [15] Někdy může na krátkou dobu dojít k rychlému pohybu do vnější oblasti, kdy se obří planety přesunou na vzdálené oběžné dráhy, v případě, že migrace typu II účinně nepřenese planety zpět. [17]
Dalším možným mechanismem, který by mohl posouvat planety směrem k větším oběžným poloměrům, je gravitační rozptyl z větších planet nebo v přítomnosti protoplanetárního disku gravitační rozptyl z oblastí se zvýšenou hustotou v disku. [18] V případě Sluneční soustavy se Uran a Neptun mohly rozptýlit na vyšší dráhy při blízkých setkáních s Jupiterem a/nebo Saturnem. [19] [20] Systémy exoplanet mohou být ovlivněny podobnou dynamickou nestabilitou během disipace plynového disku; tím se změní oběžné dráhy planet a v některých případech mohou být planety vyvrženy ze systému nebo se mohou s hvězdou srazit. Také v důsledku rozptylu se planeta může přesunout na dráhu s vysokou excentricitou, a když pericentrum projde blízko hvězdy, může se dráha změnit vlivem slapového efektu hvězdy. Během přiblížení se mění i excentricity a sklony drah planet, což může vysvětlit pozorované rozložení excentricity na drahách exoplanet v blízkosti hvězdy. [21] Výsledné planetární systémy jsou obvykle blízko meze stability. [22] V modelu z Nice mohou být systémy exoplanet s vnějším diskem planetesimál také vystaveny dynamické nestabilitě kvůli přítomnosti rezonančních průniků během migrace řízené planetesimami. Excentricity a sklony planet na vzdálených drahách se mohou měnit v důsledku přítomnosti dynamického tření s planetesimálami, zatímco konečné hodnoty parametrů závisí na relativní hmotnosti disku a planet zapojených do gravitačních střetnutí. [23]
Slapová interakce mezi hvězdou a planetou mění hlavní poloosu a excentricitu oběžné dráhy planety. Příliv z planety obíhající kolem hvězdy vytváří nadmořskou výšku na povrchu hvězdy. Pokud rotační perioda hvězdy překročí rotační periodu planety, pak umístění elevace zaostává za přímkou mezi planetou a středem hvězdy, což vytváří moment síly mezi planetou a hvězdou. V důsledku toho planeta ztrácí moment hybnosti, hlavní poloosa její oběžné dráhy s časem klesá. Pokud má oběžná dráha planety excentricitu, pak je velikost přílivu větší, když je planeta v periapsisi oběžné dráhy. Planeta nejvíce zpomaluje v blízkosti periapsi, přičemž apocentrická vzdálenost se zmenšuje rychleji než pericentrická, což snižuje excentricitu. Na rozdíl od diskové migrace, která trvá několik milionů let, než se plyn rozptýlí, přílivová migrace pokračuje miliardy let. Slapový vývoj planet blízko hvězdy vede ke snížení hlavních poloos planet asi o polovinu ve srovnání s hodnotami, které měly v době rozptýlení protoplanetární mlhoviny. [24]
Dráha planety, která je nakloněna vzhledem k rovině rotace dvojhvězdy, se může smršťovat v důsledku kombinace Kozaiových cyklů a slapového tření. Interakce se vzdálenější hvězdou vede k tomu, že v rámci mechanismu Lidov-Kozai se mění excentricita a sklon oběžné dráhy planety. Excentricita oběžné dráhy se může zvýšit, zatímco pericentrická vzdálenost se sníží a může dojít k silné slapové interakci mezi planetou a hvězdou. V blízkosti hvězdy ztrácí planeta moment hybnosti, oběžná dráha se zmenšuje. Cykly změn excentricity a sklonu postupně mění hlavní poloosu oběžné dráhy planety. [25] Pokud se oběžná dráha planety zmenší tak, že planeta již nepociťuje vliv vzdálené hvězdy, pak Kozaiův cyklus končí. Dráha se v tomto případě bude zmenšovat rychleji, protože se působením slapových sil stane kruhovou. Dráha planety se také může stát retrográdní. Kozaiovy cykly mohou existovat v systému se dvěma planetami, které mají měnící se sklony v důsledku gravitačního rozptylu mezi planetami, přičemž jedna z drah se může stát retrográdní. [26] [27]
Dráha planety se může měnit v gravitační interakci s velkým počtem planetesimál. Migrace za působení planetesimál je výsledkem sčítání přenosů momentu hybnosti během přiblížení k planetesimálám. U samostatných přiblížení závisí velikost přeneseného momentu hybnosti a směr změny oběžné dráhy planety na geometrických parametrech přiblížení. Při velkém počtu přiblížení závisí směr migrace planet na průměrném momentu hybnosti planetesimál vzhledem k planetě. Pokud je moment hybnosti velký, například pro disk mimo oběžnou dráhu planety, pak se planeta přesune do vnější části disku; pokud je moment hybnosti menší než hybnost planety, pak se pohybuje směrem ke hvězdě. Migrace planety, počínaje úhlovou hybností podobnou hybnosti disku, závisí na rozložení potenciálu a oblastech planetesimál. V systému jedné planety mohou být planetesimály ztraceny při vyvržení, přičemž se planeta přibližuje ke hvězdě. V systému s více planetami se mohou planetesimály při přiblížení k jiným planetám vzdálit ze sféry vlivu dané planety, nebo naopak spadnout do sféry vlivu. Takové interakce způsobují, že se oběžná dráha planety rozšiřuje, protože vnější planety mají tendenci odstraňovat planetesimály s vysokou hybností z oblasti vlivu vnitřní planety nebo zavádět planetesimály s nízkou hybností do oblasti vlivu. Zdrojem setkání s planetesimálami a přerozdělením momentu hybnosti jsou také rezonance s planetou, při kterých se excentricity drah planetesimál zvětšují, až oběžné dráhy začnou protínat oblast planety. Také v procesu samotné migrace se planeta přibližuje k jiným planetesimálám, přičemž migrace pokračuje. Migrace může vymizet, pokud planetesimály opustí planetární systém rychleji, než jiné planetesimály vstoupí do oblasti planety. [28] Pokud jedna planeta obíhá v protoplanetárním disku, vedou pro ni kratší doby přiblížení k planetesimálám na drahách s malou periodou rotace k častějším přiblížením k planetesimálám s malým momentem hybnosti, v důsledku čehož migrace trvá místo ve směru hvězdy. [29] V plynném disku je však migrace ven možná pro určité velikosti planetesimál, protože díky interakci s plynem je počet planetesimál s malou oběžnou dobou malý. [třicet]
Migrace planet může vést k tomu, že planety jsou ve vzájemné rezonanci, když jsou jejich oběžné dráhy blízko. Dráhy planet se mohou sblížit zastavením migrace směrem dovnitř na vnitřním okraji plynného disku; v tomto případě se vytvoří systém těsně rotujících vnitřních planet [31] nebo, zastaví-li se migrace v oblasti vynulování momentů řídících migraci I. typu (například v blízkosti ledové čáry), řetězec planet v blízkosti se tvoří navzájem, ale vzdálenější od hvězdy. [32] Gravitační interakce může také vést k rezonančnímu zachycení planet se srovnatelnými excentricitami. [33] Podle jedné z hypotéz ( angl. Grand tack hypothesis ) se migrace Jupiteru zastavila a změnila směr, když Saturn zasáhl svou vnější rezonanci. [34] Zpomalení migrace Jupiteru a Saturnu, stejně jako zachycení Uranu a Neptunu v oblasti vzdálenějších rezonancí, by mohlo zabránit vzniku kompaktního systému super -Zemí pozorovaného dalekohledem Kepler v mnoha planetárních systémy. [35] Migrace planet do vnější části systému může také vést k rezonančnímu zachycení planetesimál, jako v případě plutin v Kuiperově pásu . [36] I když se předpokládá, že migrace planet vede k systémům s řetězci planet v rezonanci, většina pozorovaných exoplanet v rezonanci není. Rezonanční řetězce mohou být zničeny v důsledku gravitační nestability během disipace plynného disku. [37] Interakce se zbývajícími planetesimály mohou zničit rezonanční konfigurace planet s nízkou hmotností a nechat je na drahách mimo rezonanční oblast. [38] Slapová interakce s hvězdou, turbulence v disku a interakce s jinými formujícími se planetami mohou také narušit rezonanční konfigurace. [39] Rezonančnímu zachycení se mohou vyhnout planety menší než Neptun na drahách s vysokou excentricitou. [40]
Migrace vnějších planet je scénář navržený k vysvětlení některých vlastností oběžných drah těles ve vnější sluneční soustavě. [41] Za oběžnou dráhou Neptunu se sluneční soustava rozprostírá jako Kuiperův pás, Rozptýlený disk a Oortův oblak , tři samostatné populace malých ledových těles, o kterých se předpokládá, že jsou zdrojem většiny pozorovaných komet. V této vzdálenosti od Slunce byla akrece velmi slabá, aby umožnila planetám vzniknout před rozptýlením protosolární mlhoviny, protože původní disk měl nedostatečnou hustotu. Kuiperův pás leží mezi 30 a 55 AU. od Slunce a největší rozsah rozptýleného disku přesahuje 100 AU, [41] Oortův oblak začíná na 50 000 AU. [42]
Podle tohoto scénáře byl Kuiperův pás zpočátku hustší a blíže Slunci: obsahoval miliony planetesimál, vnější hranice byla ve vzdálenosti asi 30 AU, na moderní oběžné dráze Neptunu. Po vzniku sluneční soustavy se oběžné dráhy obřích planet dále pomalu měnily pod gravitačním vlivem zbývajících planetesimál. Po 500-600 milionech let (asi před 4 miliardami let) se Jupiter a Saturn přesunuli do rezonance 2:1, při které Saturn během dvou oběhů Jupitera jednou otočí kolem Slunce. [41] Excentricity oběžné dráhy Jupitera a Saturnu se zvětšují a oběžné dráhy Uranu a Neptunu se stávají méně stabilními. Přiblížení planet vede k migraci Neptunu za oběžnou dráhu Uranu do hustého pásu planetesimál. Planety rozptýlily většinu ledových těles do sluneční soustavy, zatímco samy se pohybovaly směrem ven. Podobný mechanismus dále působil na planety blíže Slunci, jejichž oběžné dráhy se také od Slunce vzdalovaly. [43] Proces pokračoval, dokud planetesimály nebyly ovlivněny Jupiterem, jehož gravitace je přenesla na dráhy s vysokou excentricitou nebo je vyvrhla mimo sluneční soustavu. Zároveň se Jupiter přiblížil ke Slunci. Popsaný scénář vysvětluje malou masu populace transneptunských objektů. Na rozdíl od vnějších planet se předpokládá, že vnitřní planety se během života Sluneční soustavy pohybovaly jen málo a jejich oběžné dráhy zůstaly během pozdního těžkého bombardování stabilní . [44]