Dinamica orbitală și migrația
Linas JuozėnasA distribui
Arca cunoașterii · Universul · Capitolul 05 / Articolul 05
Planete în mișcare
Orbita actuală a unei planete poate fi departe de locul în care s-a format. Află cum discurile, lumile învecinate și forțele mareice schimbă configurația sistemelor planetare.
De ce nu rămân planetele acolo unde se formează?
O planetă tânără crește printre gazele în mișcare, particulele solide aflate în derivă și alte lumi în formare. Gravitația acestora continuă să acționeze asupra ei. Planeta poate crește și își poate schimba orbita în același timp.[1]
Prin migrație se înțelege de obicei schimbarea pe termen lung a dimensiunii unei orbite. Termenul mai larg de evoluție dinamică include și schimbările formei și înclinației orbitei, precum și ale configurației reciproce a planetelor învecinate.
După articolul Giganții gazoși și de gheață, ne întrebăm acum cum ajung sistemele planetare să aibă configurații atât de diverse – de la lanțuri rezonante compacte până la planete gigantice aflate aproape de stelele lor.
Ce se schimbă pe măsură ce evoluează orbitele?
Pentru a descrie o orbită, astronomii disting mai multe proprietăți care nu pot fi exprimate doar prin distanța față de stea.
Dimensiune: semiaxa mare
Semiaxa mare a orbitei este notată cu a și reprezintă jumătate din diametrul cel mai lung al unei orbite eliptice. Pentru un cerc, aceasta este raza.
Formă: excentricitatea
Excentricitatea este notată cu e și descrie alungirea. Pentru un cerc, e = 0; pentru orbitele eliptice legate gravitațional, această valoare este mai mică decât 1.
Înclinare: înclinația
Înclinația descrie înclinarea orbitei față de un plan de referință ales. Și orbitele a două planete pot fi înclinate una față de cealaltă.
Acestea sunt trei dintre elementele orbitale folosite pentru a descrie mișcarea unui corp.[2]
O apropiere legată de schimburi
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
Planetos poveikiui stiprėjant, 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]
Migrația de tip II descrie în mod tradițional regimul în care se formează un gol. Planeta continuă să răspundă la momentele de torsiune gravitaționale. Mișcarea ei nu trebuie să coincidă cu fluxul vâscos al discului spre interior, iar gazul poate traversa golul. Un gol nu garantează, de unul singur, o migrație lentă și nici nu îi determină direcția.[6]
Capcanele de migrație echilibrează momentele de torsiune care acționează asupra planetei
Capcanele stabile apar acolo unde momentul de torsiune net se anulează, iar deplasările mici generează momente de revenire: spre exterior pe partea interioară și spre interior pe partea exterioară. Tranzițiile dintre proprietățile discului pot crea astfel de condiții, însă echilibrul trebuie să se mențină pe măsură ce discul evoluează.[7]
Capcanele de praf încetinesc particulele în derivă
Un maxim de presiune poate concentra praful prin rezistența opusă de gaz. Acesta este un mecanism diferit de echilibrarea momentelor de torsiune care acționează asupra planetei. Un inel de praf pronunțat nu indică, de unul singur, locul în care planeta și-a oprit migrația.[8]
Ce este „zona moartă” a discului?
Ionizarea slabă poate reduce o parte din turbulența magnetică, de unde și denumirea tradițională de zonă moartă. Aceasta nu înseamnă că întregul transport se oprește. Vânturile magnetizate pot transporta moment cinetic chiar și dintr-un disc cu turbulență redusă, astfel că ionizarea slabă, de una singură, nu determină o limită care să oprească planeta.[9]
Cum intră planetele în rezonanță?
O rezonanță de mișcare medie leagă frecvențele orbitale. De exemplu, într-un raport al perioadelor apropiat de 2:1, planeta interioară parcurge orbita de aproximativ două ori în timpul unei singure revoluții a celei exterioare. Interacțiunile gravitaționale repetate le pot stabiliza apoi fazele orbitale relative.[10]
Un raport între perioade apropiat de raportul dintre numere întregi nu dovedește, de unul singur, existența unei rezonanțe. Astronomii analizează combinațiile unghiurilor orbitale și verifică dacă acestea oscilează într-un interval limitat pe măsură ce planetele interacționează – fenomen numit libratie.[10]
Migrația convergentă poate apropia planetele
Dacă planetele migrează cu viteze diferite, distanța dintre orbite se poate micșora. În condiții adecvate de migrare și amortizare, ele pot fi capturate în rezonanță și pot continua să se deplaseze ca un grup legat. Modelele pot astfel produce lanțuri compacte; nu orice apropiere garantează capturarea.[11]
Patru planete într-un lanț legat
Variațiile timpilor de tranzit dezvăluie interacțiunile dintre patru planete mai mici decât Neptun. Simularea mișcării lor rezonante susține puternic o istorie care implică evoluție orbitală cu disipare de energie.[12]
Legăturile dintre cele șapte lumi
Cele șapte planete sunt legate într-un lanț complex, care cuprinde relații orbitale între trei corpuri. Acesta nu poate fi descris pur și simplu ca prezența fiecărei perechi de planete vecine în aceeași rezonanță dintre două corpuri.[13]
Structura de rezonanță nu măsoară în mod univoc distanța parcursă. Simulările arată că unele lanțuri observate pot apărea în urma migrării pe distanțe mari, a unor rearanjări mai scurte sau a amortizării excentricității, cu mici variații ale dimensiunii orbitelor.[14]
Unele lanțuri rezistă, altele devin instabile pe măsură ce amortizarea slăbește sau au loc interacțiuni ulterioare. Planetele lor se pot ciocni și se pot așeza într-o configurație mai puțin ordonată. Dispersarea gazului nu determină destrămarea tuturor sistemelor rezonante.[11]
Ce se întâmplă după încheierea migrației provocate de disc?
După dispariția gazului, cuplurile sale nu mai antrenează migrația. Planetele și corpurile mai mici rămase pot face în continuare schimb de energie și moment cinetic. Interacțiuni diferite provoacă schimbări diferite.
Interacțiuni seculare: schimbări lente ale formei și orientării
Evoluția seculară descrie efectele mediate pe multe orbite. Într-o aproximație conservativă, planetele pot face schimb de moment cinetic și își pot modifica excentricitățile, înclinațiile și orientările orbitelor, în timp ce semiaxele mari rămân aproximativ constante. Prin urmare, o excentricitate variabilă nu înseamnă, în sine, migrație spre interior.[15]
Dispersie: treceri apropiate care reconfigurează sistemul
Când planetele se întâlnesc de aproape, interacțiunea lor gravitațională poate modifica brusc dimensiunile orbitelor. Printre posibilele rezultate se numără orbite mai excentrice sau mai înclinate, coliziuni și ejecția unei planete. O planetă ejectată nu mai este legată gravitațional de steaua sa. Astfel de întâlniri pot avea loc în diferite etape, inclusiv cât timp mai există gaz în disc.[16]
O excentricitate mare indică o excitare orbitală, dar nu stabilește o cauză unică. În condiții potrivite, interacțiunile seculare pot genera și excentricități foarte mari.[16], [15]
Planetezimale: numeroase întâlniri mici, cu efecte cumulative
Corpurile solide rămase pot favoriza migrația, fiind dispersate de planete. Fiecare întâlnire transferă o cantitate mică de energie orbitală și moment cinetic. Un flux asimetric susținut de întâlniri poate deplasa treptat o planetă spre interior sau spre exterior, chiar și după dispersarea gazului.[17]
Cum devine o planetă gigantică un Jupiter fierbinte?
Jupiterii fierbinți sunt planete gigantice cu perioade orbitale foarte scurte – de obicei, doar câteva zile. Printre scenariile propuse pentru originea lor se numără migrația prin discul de gaz, migrația ulterioară cu excentricitate mare și formarea aproape de stea. Simpla apropiere actuală de stea nu permite stabilirea unei singure căi de formare pentru fiecare planetă.[18]
Mai întâi, apropierea celui mai apropiat punct al orbitei de stea
Prin dispersie sau prin perturbații gravitaționale pe termen lung, orbita se poate alungi atât de mult, încât distanța la pericentru să devină mică. În timpul evoluției Kozai–Lidov, un companion îndepărtat, poziționat corespunzător, poate provoca schimbări mari ale excentricității și înclinației orbitale. Acest companion poate fi o planetă sau o stea; mecanismul nu necesită trei stele.[15]
Apoi – să reducă energia orbitală prin efecte mareice
Când planeta trece pe lângă stea la mică distanță, forțele mareice o deformează. Din cauza disipării, o parte din energia orbitală se transformă în căldură. Dacă planeta nu se dezintegrează, iar disiparea este eficientă, apropierile repetate pot micșora orbita și o pot circulariza. Când orbita se circularizează prin efecte mareice într-un sistem aproape izolat, momentul cinetic orbital poate rămâne aproape constant, deși se pierde energie.[19]
O orbită foarte excentrică, cu pericentrul departe de stea, nu suferă neapărat o migrare mareică semnificativă. Apropierea suficientă, disiparea unei cantități suficiente de energie și evitarea dezintegrării sunt cerințe distincte.[18]
S-au mișcat planetele noastre gigante?
În modelele sistemului solar exterior, migrarea provocată de planetesimale și interacțiunea dintre planetele gigante sunt folosite pentru a explica caracteristicile orbitelor actuale și ale populațiilor de corpuri mici. De exemplu, migrarea spre exterior a lui Neptun poate captura obiecte în rezonanțe și poate lăsa tipare recognoscibile în Centura Kuiper.[17]
Modelul de la Nisa cuprinde o întreagă familie de scenarii evolutive
În scenariile modelului de la Nisa, numit după orașul francez, planetele gigante sunt inițial dispuse mai compact, iar apoi evoluția urmărește migrarea și instabilitatea lor, care duc la un sistem mai extins. Versiunile diferă în privința configurației inițiale a planetelor, a rezonanțelor, a întâlnirilor apropiate și a momentului evenimentelor. Structura păstrată a sistemului permite restrângerea acestor posibilități, dar nu oferă o înregistrare detaliată a evenimentelor.[17]
Instabilitatea timpurie, când planetele de tip terestru încă se formau, este o posibilă evoluție analizată prin simulări. Afirmația repetată frecvent că perturbarea a avut loc cu certitudine la aproximativ 700 de milioane de ani de la formare nu ar trebui considerată o dată stabilită.[20]
Urmele de impact păstrate pe Lună pot avea, de asemenea, explicații diferite. Bombardamentul intens târziu, produs într-un interval scurt, și asocierea sa cu instabilitatea planetelor gigante nu sunt fapte confirmate.[21]
Planetele gigantice aflate în mișcare pot redistribui materialele constitutive ale planetelor stâncoase
O planetă gigantică migratoare poate perturba mișcarea corpurilor mai mici, le poate concentra sau împrăștia, dar nu împiedică neapărat orice formare ulterioară de planete stâncoase. Simulările arată că planete de tip terestru se pot forma din materialul rămas atât în timpul migrării planetei gigantice, cât și după migrația acesteia.[22]
Planetele gigantice în formare pot, de asemenea, să împrăștie planetesimale care conțin apă către partea interioară a sistemului. Acest lucru poate contribui la aducerea apei pe planete de tip terestru, fără ca fiecare corp care o transportă să fi urmat o anumită traiectorie de migrație. Aducerea apei, în sine, nu dovedește că suprafața este propice vieții.[23]
Cum recunoaștem evoluția orbitelor?
Un model util trebuie să explice simultan mai multe aspecte ale observațiilor: perioade orbitale, excentricități, sateliți, relații de rezonanță și structura discurilor tinere. Rareori un singur indiciu evident dezvăluie întreaga succesiune a evenimentelor.
| Observație | Ce poate dezvălui | Ce rămâne neclar |
|---|---|---|
| Inele și goluri de praf | Unde este concentrată sau diminuată radiația discului și ce structuri poate contribui să creeze o planetă.[24] | Un inel singur nu permite măsurarea vitezei de migrație a planetei sau stabilirea faptului că aceasta este blocată. |
| Variații ale momentului tranziturilor | Interacțiuni gravitaționale care ajută la stabilirea limitelor maselor planetare și ale parametrilor mișcării rezonante.[12] | Pozițiile inițiale și distanța totală parcursă pot rămâne nedeterminate în mod unic.[14] |
| Orbitele excentrice ale planetelor | O excitație dinamică compatibilă cu împrăștierea gravitațională sau cu perturbații pe termen lung.[16], [15] | Aceeași excentricitate poate rezulta din întâlniri apropiate diferite sau din evoluții seculare diferite. |
| Perioadă orbitală variabilă | Măsurătorile temporale repetate pot dezvălui evoluția în curs; dovezile solide ale contracției orbitei lui WASP-12b ilustrează acest lucru.[25] | Contracția ulterioară a orbitei nu dezvăluie traseul inițial al migrației planetei prin disc. |
Structura discului, dinamica de rezonanță și contracția orbitei permit studierea unor procese și epoci diferite. Acestea ar trebui comparate cu ajutorul unor modele care fac predicții pentru fiecare măsurătoare.
Verificați întregul sistem
În studiul WASP-12b, măsurătorile temporizării tranziturilor și ocultărilor au ajutat la deosebirea contracției orbitei de schimbarea orientării unei orbite excentrice. Acest lucru arată cât de important este să combinăm măsurătorile înainte de a atribui un fenomen unui anumit mecanism.[25]
Studii ale sistemelor tinere, observațiile discurilor și modelarea ajută la definirea mediului în care poate avea loc migrația. În cazul sistemelor mai vechi, măsurătorile orbitelor sunt folosite pentru a verifica configurațiile rămase. Prin reunirea acestor direcții de dovezi, istoria probabilă devine o explicație științifică mai riguroasă.
Sistemul planetar continuă să evolueze.
Cuplurile gazului, interacțiunile rezonante, întâlnirile apropiate și forțele mareice acționează în condiții diferite. Urmărirea variației acestor condiții ajută la explicarea motivului pentru care structura finală a unui sistem poate diferi atât de mult de cea inițială.
Citiți în continuare secțiunea Sateliți și inele, care analizează modul în care gravitația organizează corpurile cerești mai mici și fragmentele din jurul planetelor.
Surse și lecturi suplimentare
Articole științifice, recenzii ale autorilor și noțiuni de bază despre mecanica orbitală. Schemele sunt conceptuale; căile de migrație și cronologia sistemului solar sunt prezentate ținând cont de incertitudinile relevante.
- Kley și Nelson (2012). Interacțiunea dintre planetă și disc și evoluția orbitalăExplică cuplurile gravitaționale generate de disc și răspunsul orbitelor planetelor aflate în disc.
- NASA. Bazele zborurilor spațiale: orbitele planetelorPrezintă elementele care descriu dimensiunea, forma și orientarea unei orbite.
- Nelson (2018). Migrația planetelor în discurile protoplanetareSchimbul de moment cinetic, vitezele de migrație și dependența acestora de fizica discului.
- Paardekooper, Baruteau și Kley (2011). Formula cuplului pentru migrația planetelor de tip I în condiții neizoterme — II. Efectul difuzieiGradienții de entropie și difuzia determină cuplurile de corotație și saturația acestora.
- Crida, Morbidelli și Masset (2006). Despre lățimea și forma golurilor din discurile protoplanetareFormarea golului depinde de masa planetei, grosimea discului și transportul vâscos.
- Dürmann și Kley (2015). Migrația planetelor masive în discuri de acrețieGazul curge prin goluri; migrația planetelor gigantice nu trebuie neapărat să urmeze fluxul spre interior provocat de vâscozitate.
- Masset et al. (2006). As zonas de densitate superficială ale discului ca capcane pentru protoplaneteUn echilibru stabil al cuplurilor discului poate reține planetele migratoare în zonele de tranziție a densității.
- Pinilla et al. (2012). Reținerea particulelor de praf în regiunile exterioare ale discurilor protoplanetareStructurile de presiune rețin particulele solide în derivă prin captare aerodinamică, nu prin echilibrul momentelor de torsiune care acționează asupra planetelor.
- Bai și Stone (2013). Acreția determinată de vânt în discurile protoplanetare. I: suprimarea instabilității magnetorotaționale și excitarea vântului magnetocentrifugalVânturile magnetice pot provoca acreție chiar și atunci când turbulența magnetorotațională este suprimată.
- Batygin și Morbidelli (2013). Analiza analitică a rezonanțelor planetareSunt explicate mișcarea rezonantă, geometria acesteia și căile de tranziție către comportamentul haotic.
- Izidoro et al. (2017). Destrămarea lanțurilor: sisteme de super-Pământuri fierbinți formate prin migrație și destrămarea lanțurilor rezonante compacteModelele urmăresc migrația convergentă, capturarea în rezonanță și instabilitatea ulterioară.
- Mills et al. (2016). Lanțul rezonant al celor patru planete tranzitante mai mici decât NeptunMăsurătorile timpilor de tranzit dezvăluie un lanț de patru planete, compatibil cu migrația convergentă.
- Luger et al. (2017). Lanțul rezonant al celor șapte planete din sistemul TRAPPIST-1Relațiile orbitale cu trei corpuri leagă cele șapte planete ale acestui sistem.
- MacDonald și Dawson (2018). Trei căi de formare a lanțurilor rezonante observateLanțurile rezonante observate se pot forma prin mai multe scenarii diferite de evoluție disipativă.
- Naoz (2016). Efectul Kozai–Lidov excentric și aplicațiile saleCicluri seculare ale excentricității și înclinației orbitale, în care sunt implicate însoțitoare - planete sau stele.
- Chatterjee et al. (2008). Consecințele dinamice ale împrăștierii reciproce a planetelorSimulările dezvăluie legături între întâlnirile apropiate și orbitele excentrice, coliziuni și ejectarea planetelor din sistem.
- Nesvorný (2018). Evoluția dinamică a Sistemului Solar timpuriuMigrația provocată de planetesimale și instabilitatea planetelor gigantice, ale căror scenarii posibile sunt constrânse de structurile Sistemului Solar care au supraviețuit.
- Dawson și Johnson (2018). Originea Jupiterilor fierbințiSunt comparate ipotezele propuse privind originea planetelor gigante aflate pe orbite cu perioadă foarte scurtă.
- Socrates și colab. (2012). Jupiteri care migrează pe orbite extrem de excentricePierderile de energie cauzate de forțele mareice pot reduce excentricitatea foarte mare a orbitelor planetare.
- Clement și colab. (2018). Creșterea lui Marte a fost încetinită de instabilitatea timpurie a planetelor giganteSimulările analizează instabilitatea planetelor gigante în timpul creșterii planetelor de tip terestru.
- Morbidelli și colab. (2018). Cronologia bombardamentului lunar: o reevaluareÎn condițiile unor ipoteze geochimice incerte, istoria impacturilor asupra Lunii poate fi interpretată în mai multe feluri.
- Mandell, Raymond și Sigurdsson (2007). Formarea planetelor asemănătoare Pământului în timpul și după migrația unei planete giganteSimulările arată că planetele stâncoase se pot forma după ce o planetă gigantă migrează spre regiunea interioară a sistemului.
- Raymond și Izidoro (2017). Originea apei în sistemul solar interior: planetesimalele împrăștiate spre regiunea interioară a sistemului de Jupiter și Saturn, în timp ce acreșteau rapid gazPlanetele gigante în creștere pot împrăștia materiale bogate în apă către regiunea planetelor de tip terestru.
- Andrews și colab. (2018). Proiectul de cercetare a substructurilor din discuri cu rezoluție unghiulară înaltă (DSHARP): I. Motivație, eșantion, calibrare și prezentare generalăUn studiu de ansamblu asupra a douăzeci de discuri mari și luminoase arată că substructurile sunt larg răspândite.
- Yee și colab. (2020). Orbita lui WASP-12b se micșoreazăMăsurătorile timpilor de tranzit și ocultare oferă dovezi solide ale micșorării orbitei.
Toate articolele din această secțiune
- Discuri protoplanetare: locurile de naștere ale planetelor
- Acreția planetesimalelor
- Formarea planetelor de tip terestru
- Giganți gazoși și de gheață
- Dinamica orbitală și migrația — ești aici
- Sateliți și inele
- Asteroizi, comete și planete pitice
- Diversitatea exoplanetelor
- Conceptul de zonă locuibilă
- Cercetări viitoare în planetologie