Orbitalinė dinamika ir migracija
Linas JuozėnasDalytis
Žinių arka · Visata · 05 skyrius / 05 straipsnis
Planetos kelyje
Dabartinė planetos orbita gali būti toli nuo jos gimimo vietos. Sužinokite, kaip diskai, kaimyniniai pasauliai ir potvyninės jėgos keičia planetų sistemos išsidėstymą.
Kodėl planetos nelieka ten, kur susidaro?
Jauna planeta auga tarp judančių dujų, dreifuojančių kietųjų dalelių ir kitų besiformuojančių pasaulių. Jų gravitacija ją veikia ir toliau. Planeta gali augti ir keisti orbitą tuo pačiu metu.[1]
Migracija paprastai vadinamas ilgalaikis orbitos dydžio kitimas. Platesnė sąvoka dinaminė evoliucija apima ir orbitos formos, posvyrio bei gretimų planetų tarpusavio išsidėstymo pokyčius.
Po straipsnio Dujinės ir ledinės milžinės, dabar klausiame, kaip planetų sistemos įgyja tokį įvairų išsidėstymą – nuo kompaktiškų rezonansinių grandinių iki milžiniškų planetų arti savo žvaigždžių.
Kas keičiasi orbitai evoliucionuojant?
Apibūdindami orbitą astronomai išskiria kelias savybes, kurių neįmanoma nusakyti vien atstumu iki žvaigždės.
Dydis: didysis pusašis
Orbitos didysis pusašis žymimas a ir yra pusė ilgiausio elipsinės orbitos skersmens. Apskritimo atveju tai spindulys.
Forma: ekscentricitetas
Ekscentricitetas žymimas e ir nusako ištęstumą. Apskritimo atveju e = 0; gravitaciškai susietų elipsinių orbitų ši vertė mažesnė už 1.
Posvyris: inklinacija
Inklinacija nusako orbitos posvyrį pasirinktos atskaitos plokštumos atžvilgiu. Dviejų planetų orbitos taip pat gali būti pasvirusios viena kitos atžvilgiu.
Tai trys iš orbitos elementų, naudojamų kūno judėjimui aprašyti.[2]
Artėjimas susijęs su mainais
Beveik apskritos orbitos atveju, kai planetos ir žvaigždės masės nekinta, didinant orbitinį impulso momentą orbita gali plėstis, o jį mažinant – trauktis. Jėgos momentas yra impulso momento kitimo sparta. Ekscentrinės orbitos dydį lemia ne vien impulso momentas – svarbi ir orbitinė energija.[3]
Kaip dujos gali pakeisti planetos orbitą?
Planetos gravitacija aplinkiniame diske sužadina spiralines tankio bangas. Taip susidariusi dujų struktūra savo ruožtu traukia planetą. Dėl šių mainų orbita gali pakisti planetai nesusiduriant su kitu kietuoju kūnu.[1]
Pagal paprastą disko modelį vidinių spiralinių bangų poveikis paprastai didina impulso momentą, o išorinių – jį mažina. Svarbi šių poveikių pusiausvyros stoka, taip pat dujų, esančių netoli pačios planetos orbitos, jėgos momentas.[1]
I tipo migracija: planeta dujų diske
I tipo migracija apibūdina režimą, kai planeta tik nežymiai pakeičia aplinkinį diską. Migracijos sparta ir kryptis priklauso nuo planetos bei disko tankio, temperatūros ir storio. Nėra nei universalios viršutinės masės ribos, nei fiksuotos migracijos į vidų trukmės.[1]
Dujos šalia orbitos sukuria korotacijos jėgos momentą. Šį dėmenį veikia temperatūros, entropijos ir su tankiu susiję gradientai; tinkamomis sąlygomis jis gali atsverti spiralinių bangų jėgos momentą ir sudaryti sąlygas migracijai į išorę.[4]
Kodėl palankiai veikiantis korotacijos jėgos momentas gali susilpnėti?
Per planetos orbitos sritį pakartotinai cirkuliuojančios dujos gali išlyginti gradientus, palaikančius jėgos momentą. Tai vadinama prisotinimu. Šilumos ir impulso pernaša gali padėti išlaikyti šiuos gradientus, todėl skaičiuojant migraciją reikia atsižvelgti į tai, kaip diskas keičiasi energija ir jos netenka.[4]
Ar tarpai diske arba vietiniai slėgio padidėjimai sustabdo migraciją?
Tarpas keičia sąveiką
Stiprėjant planetos poveikiui, ji gali perskirstyti disko dujas ir suformuoti dalinį arba gilų tarpą. Rezultatas priklauso nuo planetos ir žvaigždės masių santykio, disko storio, slėgio ir impulso momento pernašos. Jo nenulemia viena būtina Saturno ar Jupiterio masės riba.[5]
II tipo migracija tradiciškai apibūdina tarpą atveriantį režimą. Planeta ir toliau reaguoja į gravitacinius sukimo momentus. Jos judėjimas neprivalo sutapti su klampiu disko srautu vidun, o dujos gali kirsti tarpą. Vien tarpas nei garantuoja lėtą migraciją, nei nustato jos kryptį.[6]
Migracijos spąstai subalansuoja planetą veikiančius sukimo momentus
Stabilūs spąstai atsiranda ten, kur bendras sukimo momentas išnyksta, o maži poslinkiai sukuria grąžinančius momentus: vidinėje pusėje – išorėn, išorinėje – vidun. Disko savybių perėjimai gali sukurti tokias sąlygas, tačiau pusiausvyra turi išlikti diskui evoliucionuojant.[7]
Dulkių spąstai lėtina dreifuojančias daleles
Slėgio maksimumas gali sutelkti dulkes per dujų pasipriešinimą. Tai kitas mechanizmas nei planetą veikiančių sukimo momentų subalansavimas. Vien ryškus dulkių žiedas nežymi vietos, kur planeta nustojo migruoti.[8]
Kas yra disko „negyvoji zona“?
Silpna jonizacija gali slopinti dalį magnetinės turbulencijos, todėl tradiciškai vartojamas pavadinimas negyvoji zona. Tai nereiškia, kad sustoja visa pernaša. Įmagnetinti vėjai gali išnešti judesio kiekio momentą net iš mažai turbulentiško disko, todėl vien silpna jonizacija nenustato planetą sulaikančios ribos.[9]
Kaip planetos patenka į rezonansą?
Vidutinio judėjimo rezonansas susieja orbitinius dažnius. Pavyzdžiui, arti 2:1 periodų santykio vidinė planeta apskrieja maždaug du kartus per vieną išorinės apsisukimą. Pasikartojančios gravitacinės sąveikos tada gali sutvarkyti jų santykines orbitines fazes.[10]
Vien periodų santykis, artimas sveikųjų skaičių santykiui, rezonanso neįrodo. Astronomai nagrinėja orbitinių kampų derinius ir tikrina, ar planetoms sąveikaujant jie svyruoja ribotame intervale – tai vadinama libracija.[10]
Suartinanti migracija gali priartinti planetas
Jei planetos migruoja skirtingu greičiu, atstumas tarp orbitų gali mažėti. Esant tinkamai migracijai ir slopinimui jos gali būti įtrauktos į rezonansą ir toliau judėti kaip susieta grupė. Modeliuose taip galima sukurti kompaktiškas grandines; ne kiekvienas suartėjimas garantuoja įtraukimą.[11]
Keturios planetos susietoje grandinėje
Tranzitų laiko svyravimai atskleidžia keturių už Neptūną mažesnių planetų sąveikas. Jų rezonansinio judėjimo modeliavimas stipriai pagrindžia istoriją, apimančią energiją išsklaidančią orbitinę evoliuciją.[12]
Ryšiai tarp septynių pasaulių
Septynias planetas sieja sudėtinga grandinė, apimanti trijų kūnų orbitinius ryšius. Jos negalima apibūdinti tiesiog kaip kiekvienos gretimos poros buvimo tame pačiame dviejų kūnų rezonanse.[13]
Rezonansinė sandara vienareikšmiškai neišmatuoja nukeliauto atstumo. Modeliavimas rodo, kad kai kurios stebimos grandinės gali atsirasti per didelių atstumų migraciją, trumpesnius persitvarkymus arba ekscentriciteto slopinimą, orbitos dydžiui mažai kintant.[14]
Kai kurios grandinės išlieka, kitos tampa nestabilios slopinimui silpnėjant ar vykstant tolesnėms sąveikoms. Jų planetos gali susidurti ir nusistovėti mažiau tvarkingame išsidėstyme. Dujų išsisklaidymas nepriverčia visų rezonansinių sistemų suirti.[11]
Kas vyksta pasibaigus disko sukeltai migracijai?
Dujoms išnykus, jų sukimo momentai nebevaro migracijos. Likusios planetos ir mažesni kūnai vis dar gali keistis energija bei judesio kiekio momentu. Skirtingos sąveikos sukelia skirtingus pokyčius.
Sekuliarinės sąveikos: lėti formos ir orientacijos pokyčiai
Sekuliarinė evoliucija aprašo per daug orbitų suvidurkintus poveikius. Konservatyvioje aproksimacijoje planetos gali keistis judesio kiekio momentu ir keisti ekscentricitetus, posvyrius bei orbitų orientacijas, didiesiems pusašiams liekant apytiksliai pastoviems. Todėl kintantis ekscentricitetas savaime nėra migracija vidun.[15]
Sklaida: artimi prasilenkimai, pertvarkantys sistemą
Planetoms arti susitikus, jų gravitacinė sąveika gali staigiai pakeisti orbitų dydžius. Tarp baigčių – ekscentriškesnės ar labiau pasvirusios orbitos, susidūrimai ir planetos išsviedimas. Išsviesta planeta nebėra gravitaciškai susieta su savo žvaigžde. Tokie susitikimai gali vykti skirtingais etapais, taip pat dar likus disko dujų.[16]
Didelis ekscentricitetas rodo orbitinį sužadinimą, bet nenustato vienintelės priežasties. Tinkamomis sąlygomis itin didelius ekscentricitetus gali sukurti ir sekuliarinės sąveikos.[16], [15]
Planetesimalės: daug mažų susitikimų, kurių poveikis sumuojasi
Likusieji kietieji kūnai gali skatinti migraciją, planetoms juos išsklaidant. Kiekvienas susitikimas perduoda nedidelį orbitinės energijos ir judesio kiekio momento kiekį. Ilgalaikis asimetriškas susitikimų srautas gali pamažu perkelti planetą vidun ar išorėn net išsisklaidžius dujoms.[17]
Kaip milžiniška planeta tampa karštuoju jupiteriu?
Karštieji jupiteriai yra milžiniškos planetos, kurių apskriejimo periodai labai trumpi – dažniausiai vos kelios dienos. Tarp siūlomų jų kilmės scenarijų yra judėjimas dujų disku, vėlesnė didelio ekscentriciteto migracija ir susidarymas arti žvaigždės. Vien dabartinis artumas žvaigždei neleidžia nustatyti vieno kilmės kelio kiekvienai planetai.[18]
Pirmiausia – priartinti arčiausią orbitos tašką prie žvaigždės
Dėl sklaidos ar ilgalaikių gravitacinių trikdžių orbita gali ištįsti tiek, kad pericentro atstumas taptų mažas. Vykstant Kozai–Lidovo evoliucijai, tinkamai išsidėstęs tolimas palydovas gali sukelti didelius ekscentriciteto ir orbitos posvyrio pokyčius. Šis palydovas gali būti planeta arba žvaigždė; mechanizmui nereikia trijų žvaigždžių.[15]
Tada – sumažinti orbitos energiją dėl potvynių
Planetai praskriejant arti žvaigždės, potvyninės jėgos ją deformuoja. Dėl disipacijos dalis orbitos energijos virsta šiluma. Jei planeta nesuyra, o disipacija veiksminga, kartotiniai priartėjimai gali sumažinti orbitą ir paversti ją apskritimine. Kai orbita dėl potvynių apskritėja beveik izoliuotoje sistemoje, orbitinis judesio kiekio momentas gali išlikti beveik pastovus, nors energijos netenkama.[19]
Labai ekscentrinė orbita, kurios pericentras toli nuo žvaigždės, nebūtinai patiria reikšmingą potvyninę migraciją. Pakankamai priartėti, išsklaidyti pakankamai energijos ir išlikti nesuirusiai – tai atskiri reikalavimai.[18]
Ar mūsų planetos milžinės judėjo?
Išorinės Saulės sistemos modeliuose planetesimalių sukeliama migracija ir planetų milžinių tarpusavio sąveika pasitelkiamos dabartinių orbitų ir mažųjų kūnų populiacijų ypatybėms paaiškinti. Pavyzdžiui, Neptūno migracija į išorę gali įtraukti objektus į rezonansus ir palikti atpažįstamus dėsningumus Koiperio juostoje.[17]
Nicos modelis apima visą raidos scenarijų grupę
Prancūzijos miesto vardu pavadinto Nicos modelio scenarijuose planetos milžinės iš pradžių išsidėsčiusios glaudžiau, o toliau sekama jų migracija ir nestabilumo raida, vedanti į platesnę sistemą. Skirtingose versijose skiriasi pradinis planetų rinkinys, rezonansai, suartėjimai ir įvykių laikas. Išlikusi sistemos sandara leidžia apriboti šias galimybes, bet nesuteikia išsamaus įvykių įrašo.[17]
Ankstyvas nestabilumas, kai Žemės tipo planetos dar augo, yra galima raidos eiga, nagrinėjama modeliavimuose. Dažnai kartojamo teiginio, kad suirutė neabejotinai įvyko praėjus maždaug 700 milijonų metų po susidarymo, nereikėtų laikyti nustatyta data.[20]
Mėnulyje išlikusius smūgių pėdsakus taip pat galima aiškinti skirtingai. Siauru laikotarpiu vykęs vėlyvasis intensyvusis bombardavimas ir jo sutapatinimas su planetų milžinių nestabilumu nėra patvirtinti faktai.[21]
Judančios planetos milžinės gali perskirstyti uolinių planetų sudedamąsias medžiagas
Migruojanti planeta milžinė gali trikdyti mažesnių kūnų judėjimą, telkti juos ar išsklaidyti, tačiau ji nebūtinai užkerta kelią bet kokiam vėlesniam uolinių planetų susidarymui. Modeliavimai rodo, kad iš išlikusios medžiagos gali susidaryti Žemės tipo planetos tiek planetai milžinei migruojant, tiek po jos migracijos.[22]
Augančios planetos milžinės taip pat gali išsklaidyti vandens turinčias planetesimales į vidinę sistemos dalį. Tai gali prisidėti prie vandens atnešimo į Žemės tipo planetas, ir tam nebūtina, kad kiekvienas atneštas kūnas būtų judėjęs viena konkrečia migracijos trajektorija. Vien vandens atnešimas neįrodo, kad paviršius tinkamas gyvybei.[23]
Kaip atpažįstame orbitų raidą?
Naudingas modelis turi kartu paaiškinti kelis stebėjimų aspektus: orbitinius periodus, ekscentricitetus, palydovus, rezonansinius ryšius ir jaunų diskų sandarą. Vienas ryškus požymis retai atskleidžia visą įvykių seką.
| Stebėjimas | Ką jis gali atskleisti | Kas lieka neaišku |
|---|---|---|
| Dulkių žiedai ir tarpai | Kur disko spinduliuotė yra sutelkta ar susilpnėjusi ir kokias struktūras gali padėti sukurti planeta.[24] | Vien žiedas neleidžia išmatuoti planetos migracijos greičio ar nustatyti, kad ji yra sulaikyta. |
| Tranzitų laiko variacijos | Gravitacines sąveikas, kurios padeda nustatyti planetų masių ir rezonansinio judėjimo parametrų ribas.[12] | Pradinės padėtys ir visas nukeliautas atstumas gali likti nevienareikšmiškai nustatyti.[14] |
| Ekscentrinės planetų orbitos | Dinaminį sužadinimą, suderinamą su gravitacine sklaida ar ilgalaikiais trikdžiais.[16], [15] | Toks pats ekscentricitetas gali susidaryti dėl skirtingų suartėjimų ar skirtingos sekuliariosios evoliucijos. |
| Kintantis orbitinis periodas | Kartotiniai laiko matavimai gali atskleisti vykstančią evoliuciją; tai iliustruoja svarūs WASP-12b orbitos traukimosi įrodymai.[25] | Vėlesnis orbitos traukimasis neatskleidžia pradinio planetos migracijos diske kelio. |
Disko struktūra, rezonansinė dinamika ir orbitos traukimasis leidžia tirti skirtingus procesus bei epochas. Juos reikėtų lyginti pasitelkiant modelius, kurie pateikia prognozes kiekvienam matavimui.
Tikrinkite visą sistemą
WASP-12b tyrime tranzitų ir uždengimų laiko matavimai padėjo atskirti orbitos traukimąsi nuo ekscentrinės orbitos orientacijos kitimo. Tai parodo, kaip svarbu derinti matavimus prieš priskiriant reiškinį konkrečiam mechanizmui.[25]
Tiriant jaunas sistemas, diskų stebėjimai ir modeliavimas padeda apibrėžti aplinką, kurioje gali vykti migracija. Tiriant senesnes sistemas, orbitų matavimais tikrinamos išlikusios konfigūracijos. Sujungus šias įrodymų kryptis, tikėtina istorija tampa griežtesnius reikalavimus atitinkančiu moksliniu paaiškinimu.
Planetų sistema toliau evoliucionuoja.
Dujų sukimo momentai, rezonansinės sąveikos, suartėjimai ir potvyninės jėgos veikia skirtingomis sąlygomis. Šių sąlygų kitimo sekimas padeda paaiškinti, kodėl galutinė sistemos sandara gali taip smarkiai skirtis nuo pradinės.
Toliau skaitykite skyrių Palydovai ir žiedai, kuriame nagrinėjama, kaip gravitacija tvarko mažesnius pasaulius ir nuolaužas aplink pačias planetas.
Šaltiniai ir papildoma literatūra
Moksliniai straipsniai, autorių apžvalgos ir orbitinės mechanikos pagrindai. Schemos yra konceptualios; migracijos keliai ir Saulės sistemos chronologija pateikiami nurodant atitinkamas neapibrėžtis.
- Kley ir Nelson (2012). Planetos ir disko sąveika bei orbitos evoliucijaAiškinami disko sukeliami gravitaciniai sukimo momentai ir diske esančių planetų orbitų atsakas.
- NASA. Kosminių skrydžių pagrindai: planetų orbitosSupažindinama su elementais, kuriais apibūdinamas orbitos dydis, forma ir orientacija.
- Nelson (2018). Planetų migracija protoplanetiniuose diskuoseJudesio kiekio momento mainai, migracijos greičiai ir jų priklausomybė nuo disko fizikos.
- Paardekooper, Baruteau ir Kley (2011). Sukimo momento formulė neizoterminei I tipo planetų migracijai — II. Difuzijos poveikisEntropijos gradientai ir difuzija lemia korotacijos sukimo momentus bei jų sotį.
- Crida, Morbidelli ir Masset (2006). Apie tarpų plotį ir formą protoplanetiniuose diskuoseTarpo susidarymas priklauso nuo planetos masės, disko storio ir klampiosios pernašos.
- Dürmann ir Kley (2015). Masyvių planetų migracija akreciniuose diskuoseDujos teka per tarpus; milžiniškų planetų migracija nebūtinai turi atitikti klampos sukeliamą tekėjimą į vidų.
- Masset ir kt. (2006). Disko paviršinio tankio pereinamosios sritys kaip protoplanetų spąstaiStabili disko sukimo momentų pusiausvyra gali sulaikyti migruojančias planetas ties tankio pereinamosiomis sritimis.
- Pinilla ir kt. (2012). Dulkių dalelių sulaikymas išorinėse protoplanetinių diskų srityseSlėgio struktūros sulaiko dreifuojančias kietąsias daleles dėl aerodinaminio sulaikymo, o ne dėl planetą veikiančių sukimo momentų pusiausvyros.
- Bai ir Stone (2013). Vėjo varoma akrecija protoplanetiniuose diskuose. I: magnetorotacinio nestabilumo slopinimas ir magnetocentrifuginio vėjo sužadinimasMagnetiniai vėjai gali sukelti akreciją net tuomet, kai magnetorotacinė turbulencija yra nuslopinta.
- Batygin ir Morbidelli (2013). Analitinis planetų rezonansų nagrinėjimasAiškinamas rezonansinis judėjimas, jo geometrija ir perėjimo į chaotišką elgseną keliai.
- Izidoro ir kt. (2017). Grandinių suardymas: karštųjų superžemių sistemos, susidarančios dėl migracijos ir kompaktiškų rezonansinių grandinių suirimoModeliuose sekama konvergentinė migracija, pagavimas į rezonansą ir vėlesnis nestabilumas.
- Mills ir kt. (2016). Keturių tranzituojančių, už Neptūną mažesnių planetų rezonansinė grandinėTranzitų laiko matavimai atskleidžia keturių planetų grandinę, suderinamą su konvergentine migracija.
- Luger ir kt. (2017). Septynių planetų rezonansinė grandinė TRAPPIST-1 sistemojeTrijų kūnų orbitiniai sąryšiai sieja septynias šios sistemos planetas.
- MacDonald ir Dawson (2018). Trys stebimų rezonansinių grandinių susidarymo keliaiStebimos rezonansinės grandinės gali susidaryti pagal kelis skirtingus disipacinės raidos scenarijus.
- Naoz (2016). Ekscentrinis Kozai–Lidovo efektas ir jo taikymasSekuliarieji ekscentriciteto ir orbitos posvyrio ciklai, kuriuose dalyvauja palydovės – planetos arba žvaigždės.
- Chatterjee ir kt. (2008). Planetų tarpusavio sklaidos dinaminiai padariniaiModeliavimas atskleidžia sąsajas tarp artimų prasilenkimų ir ekscentrinių orbitų, susidūrimų bei planetų išmetimo iš sistemos.
- Nesvorný (2018). Ankstyvosios Saulės sistemos dinaminė raidaPlanetesimalių sukeliama migracija ir milžiniškųjų planetų nestabilumas, kurių galimus scenarijus riboja išlikusios Saulės sistemos struktūros.
- Dawson ir Johnson (2018). Karštųjų Jupiterių kilmėLyginamos siūlomos labai trumpo periodo orbitomis skriejančių milžiniškųjų planetų kilmės hipotezės.
- Socrates ir kt. (2012). Itin ekscentrinėmis orbitomis migruojantys JupiteriaiEnergijos nuostoliai dėl potvyninių jėgų gali sumažinti labai ekscentrines planetų orbitas.
- Clement ir kt. (2018). Marso augimą pristabdė ankstyvas milžiniškųjų planetų nestabilumasModeliuojant tiriamas milžiniškųjų planetų nestabilumas Žemės tipo planetų augimo metu.
- Morbidelli ir kt. (2018). Mėnulio bombardavimo chronologija: naujas vertinimasEsant neapibrėžtoms geocheminėms prielaidoms, smūgių į Mėnulį istoriją galima interpretuoti įvairiai.
- Mandell, Raymond ir Sigurdsson (2007). Į Žemę panašių planetų susidarymas milžiniškosios planetos migracijos metu ir po josModeliavimas rodo, kad uolinės planetos gali susidaryti po to, kai milžiniškoji planeta migruoja į vidinę sistemos dalį.
- Raymond ir Izidoro (2017). Vandens kilmė vidinėje Saulės sistemoje: Jupiteriui ir Saturnui sparčiai akretuojant dujas į vidinę sistemos dalį išsklaidytos planetesimalėsAugančios planetos milžinės gali išsklaidyti daug vandens turinčią medžiagą Žemės tipo planetų srities link.
- Andrews ir kt. (2018). Didelės kampinės skyros diskų substruktūrų tyrimo projektas (DSHARP): I. Motyvacija, imtis, kalibravimas ir apžvalgaDvidešimties ryškių, didelių diskų apžvalginis tyrimas atskleidžia, kad substruktūros yra plačiai paplitusios.
- Yee ir kt. (2020). WASP-12b orbita traukiasiTranzitų ir okultacijų laiko matavimai suteikia svarių orbitos traukimosi įrodymų.
Visi šio skyriaus straipsniai
- Protoplanetiniai diskai: planetų gimimo vietos
- Planetesimalių akrecija
- Žemės tipo planetų susidarymas
- Dujinės ir ledinės milžinės
- Orbitalinė dinamika ir migracija — jūs esate čia
- Palydovai ir žiedai
- Asteroidai, kometos ir nykštukinės planetos
- Egzoplanetų įvairovė
- Gyvybei tinkamos zonos samprata
- Būsimi planetologijos tyrimai