Орбитальная динамика и миграция
Linas JuozėnasПоделиться
Knowledge Ark · Вселенная · Глава 05 / Статья 05
Планеты в движении
Текущая орбита планеты может находиться далеко от места её рождения. Узнайте, как диски, соседние миры и приливы меняют структуру планетной системы.
Почему планеты не остаются там, где сформировались?
Молодая планета растёт среди движущегося газа, дрейфующих твёрдых частиц и других формирующихся миров. Их гравитация продолжает действовать на неё. Формирование планеты и изменение её орбиты могут происходить одновременно.[1]
Миграция обычно означает длительное изменение размера орбиты. Более широкий термин - динамическая эволюция, который также включает изменения формы и наклона орбиты, а также взаимного расположения соседних планет.
После статьи «Газовые и ледяные гиганты» мы задаёмся вопросом, как планетные системы приобретают такое разнообразие конфигураций - от компактных резонансных цепочек до планет-гигантов, обращающихся близко к своим звёздам.
Что меняется при эволюции орбиты?
Чтобы описать орбиту, астрономы выделяют несколько свойств, которые невозможно передать одним простым расстоянием до звезды.
Размер: большая полуось
Большая полуось, обозначаемая a, - это половина наибольшего диаметра эллиптической орбиты. Для окружности она равна радиусу.
Форма: эксцентриситет
Эксцентриситет, обозначаемый e, характеризует вытянутость. Для окружности e = 0; у связанных эллиптических орбит это значение меньше 1.
Наклон: наклонение
Наклонение описывает наклон орбиты относительно выбранной базовой плоскости. Орбиты двух планет также могут быть наклонены относительно друг друга.
Это три орбитальных элемента, используемых для описания движения тела.[2]
Приближение связано с обменом
Для почти круговой орбиты при неизменных массах планеты и звезды добавление орбитального углового момента позволяет орбите расширяться, а его отнятие - сжиматься. Крутящий момент - это скорость изменения углового момента. Для эксцентричной орбиты одного углового момента недостаточно, чтобы определить размер: важна также орбитальная энергия.[3]
Как газ может изменить орбиту планеты?
Гравитация планеты возбуждает спиральные волны плотности в окружающем диске. Возникающий рисунок движения газа воздействует на планету в ответ. Этот обмен может изменить орбиту без столкновения планеты с другим твёрдым телом.[1]
В простой модели диска вклад спиральных волн с внутренней стороны обычно добавляет угловой момент, а вклад с внешней стороны стремится его отнимать. Важен их дисбаланс, а также крутящий момент от газа вблизи собственной орбиты планеты.[1]
Миграция типа I: планета, погружённая в газ
Миграция типа I описывает режим, в котором планета лишь слабо изменяет окружающий диск. Скорость и направление зависят от планеты, а также от плотности, температуры и толщины диска. Универсальной верхней границы массы или фиксированного времени миграции внутрь не существует.[1]
Газ вблизи орбиты создаёт коротационный крутящий момент. Градиенты температуры, энтропии и плотности влияют на этот вклад; при подходящих условиях он может противодействовать крутящему моменту спиральных волн и обеспечивать миграцию наружу.[4]
Почему полезный коротационный крутящий момент может ослабевать?
Газ, многократно циркулирующий через коорбитальную область планеты, может сглаживать градиенты, поддерживающие крутящий момент. Это называется насыщением. Перенос тепла и импульса может помогать поддерживать градиенты, поэтому при расчёте миграции необходимо учитывать, как диск обменивается энергией и теряет её.[4]
Останавливают ли щели или перепады давления миграцию?
Щель изменяет взаимодействие
По мере усиления влияния планеты она может перераспределять газ в диске и открывать частичную или глубокую щель. Результат зависит от отношения массы планеты к массе звезды, толщины диска, давления и переноса углового момента. Он не определяется одним обязательным порогом массы Сатурна или Юпитера.[5]
Миграция типа II традиционно означает режим, при котором планета открывает щель в диске. Планета по-прежнему реагирует на гравитационные моменты. Её движение не обязано совпадать с направленным внутрь вязким течением диска, а газ может пересекать щель. Щель сама по себе не гарантирует медленной миграции и не определяет её направление.[6]
Ловушка миграции уравновешивает моменты, действующие на планету
Стабильная ловушка возникает там, где суммарный момент равен нулю, а небольшие смещения вызывают возвращающие моменты: направленные наружу с внутренней стороны и внутрь с внешней. Переходы в диске могут создать такие условия, но равновесие должно сохраняться по мере эволюции диска.[7]
Пылевая ловушка замедляет дрейф частиц
Максимум давления может концентрировать пыль за счёт газового сопротивления. Это иной механизм, чем уравновешивание моментов, действующих на планету. Яркое пылевое кольцо само по себе не указывает на место, где планета прекратила миграцию.[8]
Что такое «мёртвая зона» диска?
Слабая ионизация может подавлять некоторые виды магнитной турбулентности, что приводит к традиционному названию мёртвая зона. Это не означает, что перенос полностью прекращается. Магнитизированные ветры могут уносить угловой момент даже из диска со слабой турбулентностью, поэтому одной слабой ионизации недостаточно, чтобы установить границу захвата планет.[9]
Как планеты попадают в резонанс?
Резонанс средних движений связывает орбитальные частоты. Например, при отношении периодов, близком к 2:1, внутренняя планета совершает примерно два оборота за один оборот внешней планеты. Повторяющиеся гравитационные взаимодействия могут упорядочить относительные орбитальные фазы.[10]
Одного близкого к целому отношению периодов недостаточно, чтобы доказать наличие резонанса. Астрономы исследуют комбинации орбитальных углов и проверяют, колеблются ли они в ограниченном диапазоне - это называется либрацией - по мере взаимодействия планет.[10]
Сходящаяся миграция может сблизить планеты
Если планеты мигрируют с разными скоростями, расстояние между их орбитами может уменьшаться. При подходящих миграции и затухании они могут попасть в резонанс и продолжить движение как связанная группа. Таким образом моделирование может сформировать компактные цепочки; захват не гарантирован при каждом сближении.[11]
Четыре планеты в связанной цепочке
Вариации времени транзитов выявляют взаимодействия между четырьмя субнептуновыми планетами. Моделирование их резонансного движения убедительно подтверждает историю, включающую диссипативную орбитальную эволюцию.[12]
Взаимосвязи между семью мирами
Семь планет связаны сложной цепочкой, включающей орбитальные соотношения трёх тел. Её нельзя просто описать как последовательность соседних пар, каждая из которых находится в одном и том же двухтельном резонансе.[13]
Резонансная архитектура не позволяет однозначно измерить пройденное расстояние. Моделирование показывает, что некоторые наблюдаемые цепочки могут возникать в результате дальнего перемещения, более коротких перестроек или демпфирования эксцентриситета при незначительном изменении размера орбит.[14]
Некоторые цепочки сохраняются, другие становятся неустойчивыми по мере ослабления демпфирования или возникновения новых взаимодействий. Их планеты могут столкнуться и перейти к менее упорядоченной конфигурации. Рассеяние газа не заставляет каждую резонансную систему распадаться.[11]
Что происходит после окончания миграции в диске?
После исчезновения газа его моменты больше не вызывают миграцию. Оставшиеся планеты и малые тела всё ещё могут обмениваться энергией и угловым моментом. Разные взаимодействия приводят к разным изменениям.
Вековые взаимодействия: постепенные изменения формы и ориентации
Вековая эволюция описывает эффекты, усреднённые по множеству орбит. В консервативном приближении планеты могут обмениваться угловым моментом и изменять свои эксцентриситеты, наклонения и ориентации орбит, тогда как их большие полуоси остаются примерно постоянными. Поэтому изменение эксцентриситета не означает автоматически миграцию внутрь.[15]
Рассеяние: тесные сближения, перестраивающие систему
Если планеты сближаются, их гравитационное взаимодействие может резко изменить размеры орбит. Возможные исходы включают более эксцентричные или наклонённые орбиты, столкновения и выброс планеты. Выброшенная планета теряет связь с родительской звездой. Такие сближения могут происходить на разных этапах, в том числе когда в диске ещё остаётся часть газа.[16]
Большая эксцентриситетность свидетельствует о возбуждении орбиты, но не указывает на одну-единственную причину. При подходящих условиях вековые взаимодействия также могут приводить к крайне высокой эксцентриситетности.[16], [15]
Планетезимали: множество небольших сближений, которые в сумме дают значительный эффект
Оставшиеся твёрдые тела могут вызывать миграцию планет, рассеиваясь под их воздействием. При каждом сближении передаётся небольшое количество орбитальной энергии и углового момента. Устойчивый, несимметричный поток таких сближений может постепенно перемещать планету внутрь или наружу даже после рассеяния газа.[17]
Как гигантская планета становится горячим юпитером?
Горячие юпитеры - это гигантские планеты на очень коротких орбитах, обычно длящихся всего несколько дней. К возможным сценариям их происхождения относятся движение сквозь газовый диск, последующая миграция с высокой эксцентриситетностью и формирование вблизи звезды. Одна лишь их нынешняя близость к звезде не позволяет выбрать один сценарий для каждой планеты.[18]
Сначала приблизьте точку наибольшего сближения к звезде
Рассеяние или длительные гравитационные возмущения могут растянуть орбиту так, что перицентр станет малым. В ходе эволюции Козаи-Лидова правильно расположенный далёкий компаньон может вызывать значительные изменения эксцентриситета и наклонения. Этим компаньоном может быть планета или звезда; для механизма не требуются три звезды.[15]
Затем отводим орбитальную энергию приливами
Во время близких прохождений приливы деформируют планету. Диссипация преобразует часть орбитальной энергии в тепло. Если планета сохраняется, а диссипация достаточно эффективна, повторные прохождения могут уменьшать большую полуось и делать орбиту более круговой. При приблизительно изолированном приливном округлении орбиты орбитальный угловой момент может оставаться почти постоянным, даже когда энергия теряется.[19]
Сильно эксцентричная орбита с удалённым перицентром не обязательно претерпевает значительную приливную миграцию. Необходимы отдельные условия: достаточно близкое сближение, рассеяние достаточного количества энергии и выживание планеты.[18]
Двигались ли наши планеты-гиганты?
В моделях внешней Солнечной системы миграция под действием планетезималей и взаимодействия между планетами-гигантами используются для объяснения особенностей современных орбит и популяций малых тел. Например, миграция Нептуна наружу может захватывать объекты в резонансы и оставлять узнаваемые закономерности в поясе Койпера.[17]
Модель Ниццы - это семейство сценариев
Сценарии модели Ниццы, названной в честь французского города, начинаются с более компактного расположения планет-гигантов и прослеживают их миграцию и нестабильность по мере расширения системы. Разные версии отличаются начальными планетами, резонансами, сближениями и временными рамками. Сохранившаяся архитектура ограничивает эти возможности, но не даёт нам полной записи событий.[17]
Ранняя нестабильность, пока планеты земной группы ещё формировались, - вполне возможный сценарий, исследуемый в моделях. Часто повторяемое утверждение, будто это потрясение наверняка произошло примерно через 700 миллионов лет после формирования системы, не следует считать установленной датой.[20]
Аналогично, лунная летопись столкновений допускает конкурирующие интерпретации. Резко датированная Поздняя тяжелая бомбардировка и ее отождествление с нестабильностью планет-гигантов не являются установленными фактами.[21]
Движущиеся гиганты могут перераспределять исходные вещества каменистых миров
Мигрирующий гигант может возмущать, направлять или рассеивать малые тела, но не обязательно препятствует всему последующему формированию каменистых планет. Моделирование показывает, что сохранившийся материал может собираться в планеты земной группы во время или после миграции гиганта.[22]
Растущие гиганты также могут рассеивать внутрь планетезимали, содержащие воду. Это дает возможный вклад в доставку воды на планеты земной группы, не требуя, чтобы каждое доставленное тело прослеживало один конкретный миграционный путь. Одна лишь доставка воды не доказывает наличие обитаемой поверхности.[23]
Как распознать эволюцию орбиты?
Полезная модель должна одновременно объяснять несколько наблюдений: орбитальные периоды, эксцентриситеты, спутники, резонансные соотношения и структуру молодых дисков. Одна яркая особенность редко раскрывает всю последовательность.
| Наблюдение | Что это может выявить | Что остается неопределенным |
|---|---|---|
| Пылевые кольца и промежутки | Где излучение диска сосредоточено или ослаблено и какие структуры планета может помогать создавать.[24] | Одно кольцо не позволяет измерить скорость миграции планеты или показать, что она захвачена. |
| Вариации времени транзитов | Гравитационные взаимодействия, помогающие ограничить массы планет и резонансное движение.[12] | Исходные местоположения и общий пройденный путь могут оставаться неоднозначными.[14] |
| Эксцентричные планетные орбиты | Динамическое возбуждение, совместимое с рассеянием или долгосрочными возмущениями.[16], [15] | Той же эксцентриситетности можно достичь в результате разных сближений или вековых изменений. |
| Изменение орбитального периода | Повторные измерения времени могут выявить продолжающуюся эволюцию, как в случае убедительных свидетельств распада орбиты WASP-12b.[25] | Более поздний распад не определяет исходный путь миграции планеты в диске. |
Структура диска, резонансная динамика и распад орбиты отражают разные процессы и эпохи. Их следует сопоставлять с помощью моделей, которые делают предсказания для каждого измерения.
Проверяйте всю систему
В исследовании WASP-12b измерения времени транзитов и затмений помогли отличить распад орбиты от изменения ориентации эксцентричной орбиты. Это показывает ценность объединения измерений до выбора механизма.[25]
Для молодых систем наблюдения дисков и моделирование ограничивают среду, в которой может происходить миграция. Для старых систем измерения орбит проверяют конфигурации, которые сохранились. Объединение этих линий доказательств превращает правдоподобную историю в более требовательное научное объяснение.
Планетная система продолжает эволюционировать.
Газовые моменты, резонансные взаимодействия, сближения и приливные силы действуют в разных условиях. Отслеживание изменений этих условий помогает понять, почему окончательная конфигурация системы может настолько отличаться от её первоначального состояния.
Далее изучите раздел «Луны и кольца», где гравитация организует малые миры и обломки вокруг самих планет.
Источники и дополнительная литература
Научные статьи, обзоры авторов и материалы по небесной механике. Диаграммы носят концептуальный характер; маршруты миграции и хронология Солнечной системы представлены с указанием соответствующих неопределённостей.
- Kley и Nelson (2012). Взаимодействие планеты с диском и эволюция орбитыОбъясняет гравитационные моменты диска и реакцию орбит планет, погружённых в диск.
- NASA. Основы космического полёта: планетные орбитыВводит элементы, используемые для описания размера, формы и ориентации орбит.
- Nelson (2018). Планетная миграция в протопланетных дискахОбмен угловым моментом, скорости миграции и их зависимость от физики диска.
- Paardekooper, Baruteau и Kley (2011). Формула момента для неизотермической миграции планет типа I — II. Влияние диффузииГрадиенты энтропии и диффузия определяют коротационные моменты и их насыщение.
- Crida, Morbidelli и Masset (2006). О ширине и форме щелей в протопланетных дискахОткрытие щели зависит от массы планеты, толщины диска и вязкого переноса.
- Dürmann и Kley (2015). Миграция массивных планет в аккрецирующих дискахГаз пересекает щели; миграция планет-гигантов не обязательно должна соответствовать вязкому притоку.
- Masset и др. (2006). Переходы поверхностной плотности диска как ловушки для протопланетУстойчивое взаимное погашение моментов диска может удерживать мигрирующие планеты вблизи переходов плотности.
- Pinilla и др. (2012). Удержание пылевых частиц во внешних областях протопланетных дисковСтруктуры давления удерживают дрейфующие твёрдые частицы за счёт аэродинамической ловушки, а не баланса планетных моментов.
- Bai и Stone (2013). Аккреция в протопланетных дисках под действием ветра. I: Подавление магнито-ротационной неустойчивости и запуск магнитно-центробежного ветраМагнитные ветры могут приводить к аккреции даже при подавленной магнито-ротационной турбулентности.
- Batygin и Morbidelli (2013). Аналитическое исследование планетных резонансовОбъясняет резонансное движение, его геометрию и пути к хаотическому поведению.
- Izidoro и др. (2017). Разрыв цепей: системы горячих суперземель в результате миграции и разрушения компактных резонансных цепейМодели следуют сходящейся миграции, резонансному захвату и последующей нестабильности.
- Mills и др. (2016). Резонансная цепочка из четырех транзитирующих планет субнептунового размераВремя транзитов выявляет цепочку из четырех планет, совместимую с конвергентной миграцией.
- Luger и др. (2017). Резонансная цепочка из семи планет в TRAPPIST-1Трехтельные орбитальные взаимосвязи объединяют семь планет системы.
- MacDonald и Dawson (2018). Три пути формирования наблюдаемых резонансных цепочекНаблюдаемые резонансные цепочки могут быть результатом нескольких различных диссипативных историй.
- Naoz (2016). Эффект эксцентричного Козаи–Лидова и его примененияВековые циклы эксцентриситета и наклонения с участием планетных или звездных компаньонов.
- Chatterjee и др. (2008). Динамические исходы рассеяния планетамиМоделирование связывает близкие сближения с эксцентричными орбитами, столкновениями и выбросом планет.
- Nesvorný (2018). Динамическая эволюция ранней Солнечной системыМиграция под воздействием планетезималей и нестабильность планет-гигантов, ограниченные сохранившимися структурами Солнечной системы.
- Dawson и Johnson (2018). Происхождение горячих юпитеровСравнивает предполагаемые происхождения планет-гигантов на очень коротких орбитах.
- Socrates и др. (2012). Сверхэксцентричные мигрирующие юпитерыПотеря приливной энергии может уменьшать высокоэксцентричные планетные орбиты.
- Clement и др. (2018). Рост Марса остановлен ранней нестабильностью планет-гигантовМоделирование исследует нестабильность планет-гигантов во время роста планет земной группы.
- Morbidelli и др. (2018). Хронология лунной бомбардировки: пересмотрИстория ударов по Луне допускает разные интерпретации при неопределенных геохимических предположениях.
- Mandell, Raymond и Sigurdsson (2007). Формирование землеподобных планет во время и после миграции планет-гигантовМоделирование показывает, что каменистые планеты могут сформироваться после миграции планеты-гиганта внутрь.
- Raymond и Izidoro (2017). Происхождение воды во внутренней Солнечной системе: планетезимали, рассеянные внутрь во время быстрого газового наращивания Юпитера и СатурнаРастущие гиганты могут рассеивать богатый водой материал в область планет земной группы.
- Andrews и др. (2018). Проект изучения субструктур дисков с высоким угловым разрешением (DSHARP): I. Мотивация, выборка, калибровка и обзорОбзор двадцати ярких крупных дисков выявляет повсеместные субструктуры.
- Yee и др. (2020). Орбита WASP-12b распадаетсяВремя транзитов и затмений дает убедительные доказательства распада орбиты.
Все статьи в этой главе
- Протопланетные диски: места рождения планет
- Аккреция планетезималей
- Формирование планет земной группы
- Газовые гиганты и ледяные гиганты
- Орбитальная динамика и миграция — вы здесь
- Спутники и кольца
- Астероиды, кометы и карликовые планеты
- Разнообразие экзопланет
- Концепция обитаемой зоны
- Будущие исследования планетологии