Орбитална динамика и миграция

Когато описват орбита, астрономите разграничават няколко характеристики, които не могат да се опишат само с разстоянието до звездата.

Това са три от орбиталните елементи, използвани за описание на движението на тялото.[2]

Сближаването е свързано с промени

При почти кръгова орбита, когато масите на планетата и звездата не се променят, увеличаването на орбиталния ъглов момент може да разшири орбитата, а намаляването му – да я свие. Въртящият момент е скоростта на изменение на ъгловия момент. Размерът на ексцентричната орбита се определя не само от ъгловия момент – важна е и орбиталната енергия.[3]

Гравитацията на планетата предизвиква спирални вълни на плътността в околния диск. Така образувалата се газова структура на свой ред привлича планетата. Поради този обмен орбитата може да се промени, без планетата да се сблъсква с друго твърдо тяло.[1]

Според опростен модел на диска въздействието на вътрешните спирални вълни обикновено увеличава ъгловия момент, а на външните – го намалява. Важен е дисбалансът между тези въздействия, както и въртящият момент от газа, намиращ се близо до самата планетна орбита.[1]

Миграция от тип I: планета в газов диск

Миграцията от тип I описва режим, при който планетата променя съвсем малко околния диск. Скоростта и посоката на миграцията зависят от плътността, температурата и дебелината на планетата и диска. Няма нито универсална горна граница на масата, нито фиксирана продължителност на миграцията навътре.[1]

Газът близо до орбитата създава коротационен въртящ момент. Този компонент се влияе от градиентите на температурата, ентропията и плътността; при подходящи условия може да уравновеси въртящия момент от спиралните вълни и да позволи миграция навън.[4]

Празнината променя взаимодействието

С усилването на въздействието на планетата тя може да преразпредели газа в диска и да образува частична или дълбока празнина. Резултатът зависи от съотношението между масите на планетата и звездата, дебелината на диска, налягането и преноса на ъглов момент. Не се определя от една задължителна граница на масата на Сатурн или Юпитер.[5]

Миграцията от тип II традиционно описва режим, при който се отваря пролука. Планетата продължава да реагира на гравитационните въртящи моменти. Движението ѝ не е задължително да съвпада с вискозния поток на диска навътре, а газът може да преминава през пролуката. Самата пролука нито гарантира бавна миграция, нито определя посоката ѝ.[6]

Средният резонанс на движенията свързва орбиталните честоти. Например, при съотношение на периодите, близко до 2:1, вътрешната планета обикаля приблизително два пъти за едно завъртане на външната. Повтарящите се гравитационни взаимодействия могат тогава да подредят относителните им орбитални фази.[10]

Единствено съотношението на периодите, близко до съотношение на цели числа, не доказва резонанс. Астрономите изследват комбинации от орбитални ъгли и проверяват дали те се колебаят в ограничен интервал при взаимодействието на планетите – това се нарича либрация.[10]

Сближаващата миграция може да приближи планетите една към друга

Ако планетите мигрират с различна скорост, разстоянието между орбитите им може да намалее. При подходяща миграция и затихване те могат да бъдат уловени в резонанс и да продължат да се движат като свързана група. Моделите могат така да създадат компактни вериги; сближаването не гарантира улавяне във всеки случай.[11]

Резонансната структура не определя еднозначно изминатото разстояние. Моделирането показва, че някои наблюдавани вериги могат да възникнат при миграция на големи разстояния, по-кратки пренареждания или затихване на ексцентрицитета при малка промяна на размера на орбитата.[14]

Някои вериги се запазват, а други стават нестабилни, когато затихването отслабне или настъпят допълнителни взаимодействия. Планетите в тях може да се сблъскат и да се установят в по-малко подредена конфигурация. Разсейването на газа не води до разпадане на всички резонансни системи.[11]

След изчезването на газа неговите въртящи моменти вече не задвижват миграцията. Останалите планети и по-малките тела все още могат да обменят енергия и ъглов момент. Различните взаимодействия предизвикват различни промени.

Секуларни взаимодействия: бавни промени във формата и ориентацията

Секуларната еволюция описва ефекти, осреднени за много орбити. При консервативно приближение планетите могат да обменят ъглов момент и да променят ексцентрицитетите, наклоните и ориентациите на орбитите си, докато големите полуоси остават приблизително постоянни. Затова променящият се ексцентрицитет сам по себе си не означава миграция навътре.[15]

Разсейване: близки прелитания, които пренареждат системата

Когато планетите се доближат една до друга, гравитационното им взаимодействие може рязко да промени размерите на орбитите им. Сред възможните резултати са по-ексцентрични или по-наклонени орбити, сблъсъци и изхвърляне на планета. Изхвърлената планета вече не е гравитационно свързана със звездата си. Такива срещи могат да се случват на различни етапи, включително докато в диска все още има газ.[16]

Големият ексцентрицитет показва орбитално възбуждане, но не определя единствена причина. При подходящи условия секуларните взаимодействия също могат да породят изключително големи ексцентрицитети.[16], [15]

Планетезимали: много малки срещи с натрупващ се ефект

Останалите твърди тела могат да стимулират миграция, докато планетите ги разсейват. Всяка среща прехвърля малко количество орбитална енергия и ъглов момент. Продължителен асиметричен поток от срещи може постепенно да премести планетата навътре или навън дори след разсейването на газа.[17]

Горещите юпитери са гигантски планети с много кратки орбитални периоди - обикновено само няколко дни. Сред предлаганите сценарии за произхода им са движение в газов диск, последваща миграция при голям ексцентрицитет и формиране близо до звездата. Само сегашната им близост до звездата не позволява да се определи един-единствен път на формиране за всяка планета.[18]

Първо - доближаване на най-близката точка от орбитата до звездата

Поради разсейване или дълготрайни гравитационни смущения орбитата може да се разтегли дотолкова, че разстоянието до перицентъра да стане малко. По време на еволюцията на Козай–Лидов подходящо разположен далечен спътник може да предизвика големи промени в ексцентрицитета и наклона на орбитата. Този спътник може да е планета или звезда; механизмът не изисква три звезди.[15]

След това – да се намали орбиталната енергия чрез приливите

Когато планетата преминава близо до звездата, приливните сили я деформират. Поради дисипацията част от орбиталната енергия се превръща в топлина. Ако планетата не се разруши и дисипацията е ефективна, повтарящите се сближавания могат да свият орбитата и да я направят кръгова. Когато орбитата се закръглява под действието на приливите в почти изолирана система, орбиталният момент на импулса може да се запази почти постоянен, въпреки че се губи енергия.[19]

Силно ексцентрична орбита, чийто перицентър е далеч от звездата, не е задължително да претърпи значителна приливна миграция. Да се приближи достатъчно, да разсее достатъчно енергия и да остане цяла са отделни условия.[18]

В моделите на външната Слънчева система миграцията, предизвикана от планетезимали, и взаимодействията между планетите гиганти се използват за обяснение на особеностите на днешните орбити и популации от малки тела. Например миграцията на Нептун навън може да въвлече обекти в резонанси и да остави разпознаваеми закономерности в пояса на Кайпер.[17]

Моделът на Ница обхваща цяла група сценарии за еволюцията

В сценарии от модела на Ница, наречен на френския град, планетите гиганти първоначално са разположени по-нагъсто, а след това се проследяват миграцията им и развитието на нестабилността, водещи до по-разширена система. Различните версии се различават по първоначалния набор от планети, резонансите, сближаванията и времето на събитията. Запазената структура на системата позволява тези възможности да бъдат ограничени, но не предоставя пълен запис на събитията.[17]

Ранната нестабилност, когато земеподобните планети все още са се формирали, е възможен ход на еволюцията, изследван чрез моделиране. Често повтаряното твърдение, че катаклизмът със сигурност е настъпил около 700 милиона години след формирането, не бива да се смята за установена дата.[20]

Метеоритните следи, запазени на Луната, също могат да се тълкуват различно. Късната интензивна бомбардировка в рамките на тесен период и отъждествяването ѝ с нестабилността на планетите гиганти не са потвърдени факти.[21]

Движещите се планети гиганти могат да преразпределят съставките на скалистите планети

Мигрираща планета гигант може да смущава движението на по-малките тела, да ги събира или разсейва, но не е задължително да възпрепятства всяко последващо образуване на скалисти планети. Моделирането показва, че скалисти планети от земен тип могат да се образуват от останалия материал както по време на миграцията на планетата гигант, така и след нея.[22]

Растящите планети гиганти също могат да разсейват съдържащи вода планетезимали към вътрешната част на системата. Това може да допринесе за доставянето на вода до планети от земен тип и за целта не е необходимо всяко доставено тяло да се е движило по една конкретна траектория на миграция. Самото доставяне на вода не доказва, че повърхността е подходяща за живот.[23]

Полезният модел трябва да обяснява едновременно няколко аспекта на наблюденията: орбиталните периоди, ексцентрицитетите, спътниците, резонансните връзки и структурата на младите дискове. Един ярко изразен белег рядко разкрива цялата последователност от събития.

Структурата на диска, резонансната динамика и свиването на орбитата позволяват изследването на различни процеси и епохи. Те трябва да се сравняват с помощта на модели, които правят прогнози за всяко измерване.

Проверете цялата система

В изследването на WASP-12b измерванията на времето на транзитите и затъмненията помогнаха да се разграничат свиването на орбитата и промяната в ориентацията на ексцентричната орбита. Това показва колко е важно измерванията да се съчетават, преди дадено явление да се припише на конкретен механизъм.[25]

Изследванията на млади системи, наблюденията на дискове и моделирането помагат да се определи средата, в която може да протича миграцията. При изследването на по-стари системи измерванията на орбитите се използват за проверка на оцелелите конфигурации. Когато тези линии на доказателства се съчетаят, вероятната история се превръща в научно обяснение, което отговаря на по-строги изисквания.