Planetarisk migration - Planetary migration
| Stjernedannelse |
|---|
 |
| Objektklasser |
| Teoretiske begreber |
Planetmigration opstår, når en planet eller et andet legeme i kredsløb omkring en stjerne interagerer med en gasskive eller planetesimaler , hvilket resulterer i ændring af dens kredsløbsparametre, især dens halvstore akse . Planetarisk migration er den mest sandsynlige forklaring på varme Jupitere ( exoplaneter med joviske masser, men kun baner i få dage). Den generelt accepterede teori om planetdannelse fra en protoplanetarisk skive forudsiger, at sådanne planeter ikke kan danne så tæt på deres stjerner, da der er utilstrækkelig masse ved så små radier, og temperaturen er for høj til at tillade dannelse af stenede eller isnende planetesimaler.
Det er også blevet klart, at terrestriske masseplaneter kan blive udsat for hurtig indadgående migration, hvis de dannes, mens gasskiven stadig er til stede. Dette kan påvirke dannelsen af kernerne på de gigantiske planeter (som har masser i størrelsesordenen 10 til 1000 jordmasser), hvis disse planeter dannes via kerneakkretionsmekanismen .
Disktyper
Gasdisk
Observationer tyder på, at gas på protoplanetariske diske, der kredser om unge stjerner, har en levetid på et par til flere millioner år. Hvis planeter med masser på omkring en jordmasse eller større dannes, mens gassen stadig er til stede, kan planeterne udveksle vinkelmoment med den omgivende gas i den protoplanetariske skive, så deres kredsløb ændres gradvist. Selvom følelsen af migration typisk er indad i lokalt isotermiske diske, kan udadgående migration forekomme på diske, der besidder entropi -gradienter.
Planetesimal disk
I den sene fase af planetarisk systemdannelse interagerer massive protoplaneter og planetesimaler gravitationsmæssigt på en kaotisk måde, hvilket får mange planetesimaler til at blive kastet i nye kredsløb. Dette resulterer i vinkelmomentudveksling mellem planeterne og planetesimalerne og fører til migration (enten indad eller udad). Afvandring af Neptun menes at være ansvarlig for den resonante indfangning af Pluto og andre Plutinos i 3: 2 resonans med Neptun.
Typer af migration
Der er mange forskellige mekanismer, hvorved planeternes baner kan migrere, som er beskrevet nedenfor som disk migration ( type I migration, type II migration, eller type III migration), tidevandsenergi migration, planetesimal-drevet migration, gravitationel spredning , og Kozai cyklusser og tidevandsfriktion . Denne liste over typer er ikke udtømmende eller endelig: Afhængigt af hvad der er mest bekvemt for en enkelt type undersøgelse, vil forskellige forskere skelne mekanismer på noget forskellige måder.
Klassificering af en hvilken som helst mekanisme er hovedsageligt baseret på omstændighederne i disken, der gør det muligt for mekanismen effektivt at overføre energi og / eller vinkelmoment til og fra planetbaner. Da tab eller flytning af materiale i disken ændrer omstændighederne, vil en migrationsmekanisme vige for en anden mekanisme, eller måske ingen. Hvis der ikke er nogen opfølgningsmekanisme, stopper migration (stort set), og stjernesystemet bliver (for det meste) stabilt.
Diskmigrering
Diskmigration opstår fra tyngdekraften, der udøves af et tilstrækkeligt massivt legeme, der er indlejret i en disk på den omgivende disks gas, hvilket forstyrrer dens densitetsfordeling. Ved reaktion princippet om klassisk mekanik , gassen udøver en lige og modsat tyngdekraften på legemet, som også kan udtrykkes som et moment . Dette drejningsmoment ændrer vinkelmomentet på planetens kredsløb, hvilket resulterer i en variation af den halvstore akse og andre kredsløbselementer. En forøgelse over tid af den halvstore akse fører til udadgående migration , dvs. væk fra stjernen, hvorimod den modsatte adfærd fører til indadgående migration .
Tre undertyper af diskmigration skelnes mellem type I, II og III. Nummereringen er ikke beregnet til at foreslå en sekvens eller etaper.
Type I -migration
Små planeter gennemgår type I-diskmigration drevet af drejningsmomenter, der opstår fra Lindblad og samrotationsresonanser. Lindblad -resonanser ophidser bølger med spiraltæthed i den omgivende gas, både indvendigt og udvendigt af planetens bane. I de fleste tilfælde udøver den ydre spiralbølge et større drejningsmoment end den indre bølge, hvilket får planeten til at miste vinkelmoment og dermed vandre mod stjernen. Migrationshastigheden på grund af disse drejningsmomenter er proportional med planetens masse og den lokale gastæthed og resulterer i en migreringstidsskala, der har en tendens til at være kort i forhold til gasdiskens millionårige levetid. Yderligere samrotationsmomenter udøves også af gasbaner med en periode, der ligner planeten. I en referenceramme, der er knyttet til planeten, følger denne gas hesteskobaner og vender retning, når den nærmer sig planeten forfra eller bagfra. Gasreturforløbet foran planeten stammer fra en større halvstore akse og kan være køligere og tættere end gasreturforløbet bag planeten. Dette kan resultere i et område med overskydende densitet foran planeten og en mindre tæthed bag planeten, hvilket får planeten til at vinde momentum.
Den planet masse for hvilken migration kan tilnærmes type I afhænger af den lokale gastryk skala højde og, i mindre grad, den kinematiske viskositet af gassen. I varme og tyktflydende diske kan migrering af type I gælde for større masseplaner. På lokalt isotermiske diske og langt fra stejle densiteter og temperaturgradienter er co-rotation-drejningsmomenter generelt overmandet af Lindblad- momentene. Regioner med udadgående migration kan eksistere for nogle planetariske masseområder og diskforhold på både lokale isotermiske og ikke-isotermiske diske. Placeringen af disse regioner kan variere under udviklingen af disken, og i det lokale isotermiske tilfælde er det begrænset til områder med stor densitet og/eller temperaturradiale gradienter over flere trykskalahøjder. Type I-migration i en lokal isotermisk disk viste sig at være forenelig med dannelsen og langsigtet udvikling af nogle af de observerede Kepler- planeter. Den hurtige ophobning af fast materiale fra planeten kan også producere et "opvarmningsmoment", der får planeten til at vinde momentum.
Type II -migration
En planet, der er massiv nok til at åbne et hul i en gasformig disk, gennemgår et regime kaldet Type II -diskmigration . Når massen af en forstyrrende planet er stor nok, overfører tidevandsdrejningsmomentet, den udøver på gassen, vinkelmoment til gasens ydre på planetens bane og gør det modsatte indre til planeten og derved frastøde gas fra kredsløbet. I et type I -regime kan viskøse drejningsmomenter effektivt modvirke denne effekt ved at tilføre gas igen og udjævne skarpe densitetsgradienter. Men når drejningsmomenterne bliver stærke nok til at overvinde de viskøse drejningsmomenter i nærheden af planetens bane, skabes der et ringformet hul med lavere densitet. Dybden af dette hul afhænger af temperaturen og viskositeten af gassen og af planetmassen. I det simple scenario, hvor ingen gas krydser hullet, følger planetens migration den viskøse udvikling af diskens gas. I den indre skive spiraler planeten indad på den viskøse tidsskala efter tilførsel af gas på stjernen. I dette tilfælde er migrationshastigheden typisk langsommere end planetenes migration i Type I -regimet. I den ydre disk kan migrering imidlertid være udad, hvis disken ekspanderer viskøst. En Jupiter-masseplanet i en typisk protoplanetarisk disk forventes at undergå migration med cirka Type II-hastigheden, hvor overgangen fra type I til type II forekommer ved nogenlunde massen af Saturn, da et delvis hul åbnes.
Type II -migration er en forklaring på dannelsen af varme Jupiters . I mere realistiske situationer, medmindre der forekommer ekstreme termiske og viskositetsforhold i en disk, er der en løbende gasstrøm gennem hullet. Som en konsekvens af denne massestrøm kan drejningsmomenter, der virker på en planet, være modtagelige for lokale diskegenskaber, der ligner drejningsmomenter ved arbejde under migrering af type I. Derfor kan type II -migration i viskøse diske typisk beskrives som en modificeret form for Type I -migration i en samlet formalisme. Overgangen mellem type I og type II -migration er generelt glat, men der er også fundet afvigelser fra en glidende overgang. I nogle situationer, når planeter fremkalder excentrisk forstyrrelse i den omgivende diskens gas, kan Type II -migration bremse, gå i stå eller vende tilbage.
Fra et fysisk synspunkt er migrering af type I og type II drevet af den samme type drejningsmomenter (ved Lindblad og samrotationsresonanser). Faktisk kan de tolkes og modelleres som et enkelt migrationsregime, af Type I, der er passende modificeret af disketterens forstyrrede gasoverfladetæthed.
Diskmigrering af type III
Type III -diskmigration gælder for temmelig ekstreme disk / planet -sager og er kendetegnet ved ekstremt korte migreringstider. Selvom det undertiden kaldes "løbsk migration", stiger migrationshastigheden ikke nødvendigvis over tid. Type III- migration er drevet af de ko-orbitale drejningsmomenter fra gas fanget i planetens libreringsområder og fra en indledende, relativt hurtig, planetarisk radial bevægelse. Planetens radiale bevægelse fortrænger gas i dets co-orbitale område og skaber en asymmetri med densitet mellem gassen på den forreste og den bageste side af planeten. Type III -migration gælder for diske, der er relativt massive og for planeter, der kun kan åbne delvise huller i gasdisken. Tidligere fortolkninger knyttet Type III -migration til gasstrømning over planetens bane i den modsatte retning som planetens radiale bevægelse, hvilket skabte en positiv feedback -loop. Hurtig udadgående migration kan også forekomme midlertidigt og levere kæmpe planeter til fjerne baner, hvis senere type II -migration er ineffektiv til at drive planeterne tilbage.
Gravitationsspredning
En anden mulig mekanisme, der kan flytte planeter over store orbitalradier, er gravitationsspredning af større planeter eller, i en protoplantetisk skive, gravitationsspredning ved overdensiteter i diskens væske. I tilfælde af solsystemet kan Uranus og Neptun være spredt gravitationsmæssigt på større baner ved tætte møder med Jupiter og/eller Saturn. Exoplanets systemer kan undergå lignende dynamiske ustabilitet efter gasdiskens spredning, der ændrer deres kredsløb og i nogle tilfælde resulterer i, at planeter skubbes ud eller kolliderer med stjernen.
Planeter spredt gravitationsmæssigt kan ende på meget excentriske baner med perihelia tæt på stjernen, så deres baner kan ændres af tidevandet, de rejser på stjernen. Excentriciteterne og tilbøjelighederne til disse planeter er også spændte under disse møder, hvilket giver en mulig forklaring på den observerede excentricitetsfordeling af de tæt kredsende eksoplaneter. De resulterende systemer er ofte nær grænserne for stabilitet. Som i Nice-modellen kan systemer af eksoplaneter med en ydre skive af planetesimaler også undergå dynamiske ustabilitet efter resonanskrydsninger under planetesimal-drevet migration. Planternes excentriciteter og tilbøjeligheder på fjerne baner kan dæmpes af dynamisk friktion med planetesimalerne med de endelige værdier afhængigt af diskens relative masser og planeterne, der havde gravitationsmøder.
Tidevandsmigration
Tidevand mellem stjernen og planeten ændrer planetens halvstore akse og orbitale excentricitet. Hvis planeten kredser meget tæt på sin stjerne, rejser planetens tidevand en bule på stjernen. Hvis stjernens rotationsperiode er længere end planetens kredsløbstid, ligger udbulingen efter en linje mellem planeten og stjernens centrum, hvilket skaber et drejningsmoment mellem planeten og stjernen. Som et resultat mister planeten vinkelmoment, og dens halvstore akse falder med tiden.
Hvis planeten er i en excentrisk bane, er tidevandets styrke stærkere, når den er nær perihelion. Planeten sænkes mest, når den er nær perihelion, hvilket får dens aphelion til at falde hurtigere end dens perihelion, hvilket reducerer dens excentricitet. I modsætning til diskmigration - der varer et par millioner år, indtil gassen forsvinder - fortsætter tidevandsmigrationen i milliarder af år. Tidevandsudvikling af nærliggende planeter producerer halvstore akser, der typisk er halvt så store, som de var på det tidspunkt, hvor gasågen rensede.
Kozai -cykler og tidevandsfriktion
En planetarisk bane, der er skrå i forhold til planet for en binær stjerne, kan krympe på grund af en kombination af Kozai -cykler og tidevandsfriktion . Interaktioner med den fjernere stjerne får planeterne i kredsløb til at gennemgå en udveksling af excentricitet og hældning på grund af Kozai -mekanismen. Denne proces kan øge planetens excentricitet og sænke dens perihelion nok til at skabe stærke tidevand mellem planeten på stjernestigningen. Når den er i nærheden af stjernen, mister planeten vinkelmoment, der får sin bane til at skrumpe.
Planetens excentricitet og hældningscyklus gentagne gange, hvilket bremser udviklingen af planetenes halvstore akse. Hvis planetens bane krymper nok til at fjerne den fra indflydelsen fra den fjerne stjerne, slutter Kozai -cyklussen. Dens kredsløb vil derefter krympe hurtigere, da den cirkuleres i tidevand. Planetens kredsløb kan også blive retrograd på grund af denne proces. Kozai -cykler kan også forekomme i et system med to planeter, der har forskellige hældninger på grund af gravitationsspredning mellem planeter og kan resultere i planeter med retrograd kredsløb.
Planetesimal drevet migration
En planets kredsløb kan ændre sig på grund af gravitationsmøder med et stort antal planetesimaler. Planetesimal-drevet migration er resultatet af akkumulering af overførsler af vinkelmoment under møder mellem planetesimalerne og en planet. For individuelle møder afhænger mængden af udvekslet vinkelmoment og retningen for ændringen i planetens bane af mødets geometri. For et stort antal møder afhænger retningen af planetens migration af planetesimalernes gennemsnitlige vinkelmoment i forhold til planeten. Hvis den er højere, for eksempel en disk uden for planetens bane, vandrer planeten udad, hvis den er lavere, vandrer planeten indad. Migrationen af en planet, der begynder med et lignende vinkelmoment som disken, afhænger af potentielle dræn og kilder til planetesimalerne.
For et enkelt planets system kan planetesimaler kun gå tabt (en vask) på grund af deres udstødning, hvilket ville få planeten til at migrere indad. I flere planets systemer kan de andre planeter fungere som dræn eller kilder. Planetesimaler kan fjernes fra planetens indflydelse efter at have stødt på en tilstødende planet eller overført til planetens indflydelse. Disse interaktioner får planetens baner til at afvige, da den ydre planet har en tendens til at fjerne planetesimaler med større momentum fra den indre planets indflydelse eller tilføje planetesimaler med lavere vinkelmoment og omvendt. Planetens resonanser, hvor planetesimals excentriciteter pumpes op, indtil de krydser planeten, fungerer også som kilde. Endelig fungerer planetens migration både som en sink og en kilde til nye planetesimaler, der skaber en positiv feedback, der har tendens til at fortsætte sin migration i den oprindelige retning.
Planetesimal-drevet migration kan dæmpes, hvis planetesimaler går tabt til forskellige dræn hurtigere end der stødes på nye på grund af dets kilder. Det kan opretholdes, hvis de nye planetesimaler kommer hurtigere ind i dens indflydelse, end de går tabt. Hvis vedvarende migration kun skyldes dens migration, kaldes det løbende migration. Hvis det skyldes tabet af planetesimaler til en anden planets indflydelse, kaldes det tvungen migration For en enkelt planet, der kredser i en planetisk disk, resulterer de kortere tidsintervaller i møderne med planetesimaler med kortere periodebaner i hyppigere møder med planetesimalerne med mindre vinkelmoment og planetens indadgående migration. Planetesimal-drevet migration i en gasdisk kan imidlertid være udad for en bestemt række planetesimale størrelser på grund af fjernelse af kortere planetesimaler på grund af gastræk.
Resonansopsamling
Migrationen af planeter kan føre til, at planeter fanges i resonanser og resonanskæder, hvis deres baner konvergerer. Planeternes baner kan konvergere, hvis migrationen af den indre planet standses ved gasskivens indre kant, hvilket resulterer i et system med tæt kredsende indre planeter; eller hvis migration stoppes i en konvergenszone, hvor drejningsmomenterne, der driver Type I -migration, annullerer, for eksempel nær islinjen, i en kæde af mere fjerne planeter.
Gravitationsmøder kan også føre til erobring af planeter med betydelige excentriciteter i resonanser. I Grand tack -hypotesen standses migrationen af Jupiter og vendes, da den fangede Saturn i en ydre resonans. Standsningen af Jupiters og Saturns migration og erobringen af Uranus og Neptun i yderligere resonanser kan have forhindret dannelsen af et kompakt system af superjord svarende til mange af dem, som Kepler fandt. Den ydre migration af planeter kan også resultere i erobring af planetesimaler i resonans med den ydre planet; for eksempel de resonante trans-neptuniske objekter i Kuiperbæltet.
Selvom planetarisk migration forventes at føre til systemer med kæder af resonante planeter, er de fleste exoplaneter ikke i resonanser. Resonanskæderne kan blive afbrudt af gravitationsstabilitet, når gasdisken forsvinder. Interaktioner med resterende planetesimaler kan bryde resonanser på lavmasseplaneter og efterlade dem i baner lidt uden for resonansen. Tidevandsinteraktioner med stjernen, turbulens i disken og interaktioner med kølvandet på en anden planet kan også forstyrre resonanser. Resonansoptagelse kan undgås for planeter mindre end Neptun med excentriske baner.
I solsystemet
Migrationen af de ydre planeter er et scenarie, der foreslås for at forklare nogle af de orbitale egenskaber ved organerne i solsystemets yderste områder. Ud over Neptun fortsætter solsystemet ind i Kuiper -bæltet , den spredte skive og Oort -skyen , tre sparsomme populationer af små iskolde kroppe menes at være udgangspunktet for de fleste observerede kometer . På deres afstand fra Solen var tilflugten for langsom til at tillade planeter at danne sig, før soltågen spredtes, fordi den første skive manglede nok massefylde til at konsolidere sig til en planet. Kuiperbæltet ligger mellem 30 og 55 AU fra Solen, mens den længere spredte skive strækker sig til over 100 AU, og den fjerne Oort -sky begynder ved omkring 50.000 AU.
Ifølge dette scenario var Kuiperbæltet oprindeligt meget tættere og tættere på Solen: det indeholdt millioner af planetesimaler og havde en yderkant ved cirka 30 AU, den nuværende afstand til Neptun. Efter dannelsen af solsystemet fortsatte banerne på alle de gigantiske planeter langsomt, påvirket af deres interaktion med det store antal resterende planetesimaler. Efter 500–600 millioner år (for cirka 4 milliarder år siden) krydsede Jupiter og Saturn divergerende 2: 1 orbitalresonansen , hvor Saturn kredsede om solen én gang for hver to Jupiter -baner. Denne resonanskrydsning øgede excentriciteterne for Jupiter og Saturn og destabiliserede banerne i Uranus og Neptun. Møder mellem planeterne fulgte, hvilket fik Neptun til at strømme forbi Uranus og pløje ind i det tætte planetesimale bælte. Planeterne spredte størstedelen af de små iskolde kroppe indad, mens de selv bevægede sig udad. Disse planetesimaler spredte derefter fra den næste planet, de stødte på på lignende måde, og flyttede planternes baner udad, mens de bevægede sig indad. Denne proces fortsatte, indtil planetesimalerne interagerede med Jupiter, hvis enorme tyngdekraft sendte dem ind i meget elliptiske baner eller endda skubbede dem direkte ud af solsystemet. Dette fik Jupiter til at bevæge sig lidt indad. Dette sprednings scenario forklarer de trans-neptuniske befolkningers nuværende lave masse. I modsætning til de ydre planeter menes de indre planeter ikke at have migreret nævneværdigt over solsystemets alder, fordi deres kredsløb er forblevet stabile efter perioden med kæmpe påvirkninger .
Se også
Noter
Referencer
- Goldreich, P. og Tremaine, S. 1979, Astrophysical Journal , 233, 857
- Lin, DNC og Papaloizou, J. 1979, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 186, 799
- Ward, WR 1997, Icarus , 126, 261
- Tanaka, H., Takeuchi, T., og Ward, WR 2002, Astrophysical Journal , 565, 1257
