Sąveikos, galinčios pakeisti planetų orbitas, paaiškinančios “karštuosius Jupiterius” ir kitas netikėtas konfigūracijas
Įvadas
Kai planetos formuojasi protoplanetiniame diske, būtų natūralu manyti, jog jos išlieka arti susidarymo vietų. Visgi gausūs stebėjimų duomenys, ypač egzoplanetų, rodo, kad reikšmingi orbitų pokyčiai dažnai nutinka: masyvios joviškos planetos gali atsidurti labai arti žvaigždės („karštieji Jupiteriai“), kelios planetos gali atsidurti rezonansuose ar išsklaidytos į dideles ekscentricines orbitas, o ištisos planetinės sistemos gali „persikraustyti“ nuo pradinių padėčių. Šie reiškiniai, bendru vardikliu vadinami orbitine migracija ir dinamine evoliucija, gali drastiškai lemti galutinę besiformuojančios planetų sistemos struktūrą.
Pagrindiniai stebėjimai
- Karštieji Jupiteriai: Dujinės milžinės 0,1 AV ar arčiau nuo žvaigždės, rodančios, kad jos kažkokiu būdu migravo į vidų po arba susidarymo metu.
- Rezonansiniai „tinklai“: Kelių planetų rezonansai (pvz., TRAPPIST-1 sistema) rodo konverguojančią migraciją ar slopinimą diske.
- Išsklaidytos milžinės: Kai kurios egzoplanetos turi dideles ekscentricines orbitas, galimai nulemtas vėlyvos dinaminės nestabilumos.
Nagrinėjant planetų migracijos mechanizmus – nuo diskų-planetų potvyninių jėgų (I ir II tipo migracijos) iki planetų tarpusavio išsklaidymo – gauname svarbių užuominų apie planetų sistemų architektūrų įvairovę.
2. Dujų disko nulemta migracija
2.1 Sąveika su dujiniu disku
Esant dujiniam diskui, naujai susiformavusios (ar besiformuojančios) planetos patiria gravitacinius momentus (torques) dėl lokalių dujų srautų. Tokia sąveika gali atimti ar pridėti planetos orbitai kampinio momento:
- Tankio bangos: Planeta diskui sužadina spiralines tankio bangas disko vidinėje ir išorinėje dalyje, kurios sukuria bendrą momentą planetai.
- Resonansiniai tuštumai: Jei planeta pakankamai masyvi, ji gali išpjauti tarpelį (II tipo migracija), o jei mažesnė – lieka panirusi diske (I tipo migracija), jausdama jėgą dėl tankio gradiento.
2.2 I ir II tipo migracija
- I tipo migracija: Mažesnė masė (apie <10–30 Žemės masių) nekuria tarpo diske. Planetą veikia skirtingi momentai iš vidinio ir išorinio disko, kas paprastai lemia judėjimą į vidų. Trukmės gali būti trumpos (105–106 m.), kartais per trumpos, jei nestabilumai (diskų turbulencija, substruktūros) nesumažina migracijos spartos.
- II tipo migracija: Stambesnė planeta (≳Saturno ar Jupiterio masės) išpjauna tarpeklį. Tokiu atveju jos judėjimas susisieja su disko klampumo sukeliamu srautu. Jei diskas juda į vidų, planeta juda į vidų kartu. Tarpekliai gali silpninti galutinę jėgą, kartais stabdydami ar grąžindami planetą atgal.
2.3 „Mirusios zonos“ ir slėgio gūbriai
Realiuose diskuose nėra tolygumo. „Mirusios zonos“ (silpnai jonizuoti, mažos klampos regionai) gali sukurti slėgio gūbrius ar diskų struktūrų perėjimus, kurie gali sulaikyti ar net pakeisti migracijos kryptį. Tai padeda paaiškinti, kodėl kai kurios planetos neišnyra žvaigždėje ir stovi ties tam tikromis orbitomis. Stebėjimai (pvz. ALMA žiedai/tarpai) gali sietis su tokiais reiškiniais ar su išraižymais, padarytais planetų.
3. Dinaminės sąveikos ir išsklaidymas
3.1 Po disko fazės: planetų tarpusavio sąveika
Išnykus protoplanetinėms dujoms, vis dar lieka planetesimalių ir kelių (proto)planetų. Jų gravitaciniai veiksniai gali lemti:
- Rezonansinį sulaikymą: Keletas planetų gali „įstrigti“ vienos su kita vidutinio judėjimo rezonansuose (2:1, 3:2 ir pan.).
- Sekuliarias sąveikas: Lėtus ilgalaikius kampinio momento pasikeitimus, keičiančius ekscentricitetą ir inkliucijas.
- Išsklaidymą ir išmetimą: Dėl artimų prasilenkimų viena iš planetų gali būti išsviesta į ekscentrišką orbitą ar net išmesta iš sistemos kaip „laisva“ taržvaigždinė planeta.
Tokie įvykiai gali smarkiai pakeisti sistemos sandarą, lemti tik kelias stabilias orbitas su galbūt dideliais ekscentricitetais ar linkimais – tai atitinka dalies egzoplanetų stebėjimus.
3.2 Analogiškas Vėlyvasis smūgių laikotarpis
Mūsų Saulės sistemoje „Nicos modelis“ teigia, jog Jupiterio ir Saturno perėjimas prie 2:1 rezonanso inicijavo planetų orbitų persitvarkymą maždaug 700 mln. metų po susidarymo, išsklaidydamas kometas ir asteroidus. Šis įvykis, vadinamas Vėlyvuoju smūgių laikotarpiu (Late Heavy Bombardment), formavo išorinę sistemos architektūrą. Panašūs procesai kitose sistemose gali paaiškinti, kaip milžinės planetos keičia orbitas šimtų milijonų metų laikotarpiais.
3.3 Sistemos su keliomis milžinėmis planetomis
Kai vienoje sistemoje egzistuoja kelios masyvios planetos, jų tarpusavio gravitacinis poveikis gali sukelti chaotišką išsklaidymą ar rezonansinį susirišimą. Kai kurios sistemos su keliomis milžinėmis ekscentriškomis orbitomis atspindi šias sekuliarias ar chaotiškas pertvarkas, gerokai kitokias nei stabili Saulės sistemos konfigūracija.
4. Įdomiausi migracijos padariniai
4.1 Karštieji Jupiteriai
Vienas iš ankstyvųjų stulbinančių egzoplanetų atradimų buvo karštųjų Jupiterių – dujinių milžinių, besisukančių ~0,05 AV atstumu (ar dar mažiau) nuo žvaigždžių, jų orbitaliniai periodai siekia vos kelias dienas. Pagrindinis paaiškinimas:
- II tipo migracija: Milžinė planeta susiformuoja už sniego ribos, tačiau disko-planetos sąveikos stumia ją į vidų, o galutinis sustojimas – ties vidinio disko riba.
- Didelio ekscentriškumo migracija: Arba planetų išsklaidymas, Kozai–Lidovo ciklai (esant dvinarėms žvaigždėms) pakelia ekscentricitetą, tad potvyninė sąveika priartina orbitą prie žvaigždės ir suapvalina orbitą.
Stebėjimai rodo, kad daugelis karštųjų Jupiterių turi vidutines ar dideles orbitų inkliucijas, randami dažnai vieni sistemoje – tai rodo aktyvius sklaidymo procesus, potvyninius efektus arba abiejų mišinį.
4.2 Mažesnių masių planetų rezonansiniai tinklai
Tankios daugiaplanetės sistemos, pastebėtos Kepler misijos – pvz., TRAPPIST-1 su 7 Žemės dydžio planetomis – dažnai turi tikslius vidutinio judėjimo rezonansus ar netoli jų esančius santykius. Tokias konfigūracijas gali nulemti konverguojanti I tipo migracija, kai mažesnės planetos migruoja skirtingais tempais diske ir galų gale įstringa rezonanse. Šie rezonansiniai dariniai gali būti stabilūs, jei masinis išsklaidymas nevyksta.
4.3 Stipriai išsisklaidžiusios ir ekscentriškos milžinės
Kai kuriose sistemose daugiau nei viena milžinė planeta gali lemti smarkius išsklaidymo epizodus diskui išnykus. Štai:
- Viena planeta gali būti išstumta toli nuo žvaigždės ar net visai išmesta į tarpžvaigždinę erdvę.
- Kita gali užimti ryškiai ekscentrinę orbitą arti žvaigždės.
Dideli (e>0,5) ekscentricitetai daugybei egzoplanetų nurodo chaotiško išsklaidymo procesus.
5. Migracijos stebėjimo įrodymai
5.1 Egzoplanetų populiacijų tyrimai
Spinduliuotės greičio ir tranzitų tyrimai rodo gausybę karštųjų Jupiterių – dujinių milžinių, kurių periodai <10 dienų – ką sunku paaiškinti be migracijos į vidų. Tuo tarpu daug super-Žemių ar mini-Neptūnų yra 0,1–0,2 AV nuotoliu, galbūt migravo iš išorinės srities ar susiformavo lokaliai tankioje vidinėje disko dalyje. Orbitų pakitimai, rezonansai bei ekscentricitetai atskleidžia, kurie procesai (migracija, išsklaidymas) gali vyrauti [1], [2].
5.2 Dulkių likučiai ir disko tarpai
Jaunose sistemose ALMA gali parodyti žiedus bei tarpus. Kai kurie tarpai tam tikru atstumu gal būti išraižyti planetų, pašalinančių medžiagą „bendraorbitinėse“ rezonansose, atitinkamai susiję su II tipo migracija. Disko posandaros taip pat gali įvertinti, kur migracija sustojo (pvz., slėgio maksimume) ar „mirusioje zonoje“.
5.3 Tiesioginis plačių orbitų milžinių vaizdavimas
Kai kur aptinkami plačiose orbitose (pvz., HR 8799 su keturiomis ~5–10 Jupiterio masių planetomis ~dešimčių AV atstumu), rodo, kad ne visos milžinės keliauja gilyn; gali nulemti mažesnė disko masė ar kitoks disko sunaikinimas. Tokie jauni šviesūs planetų vaizdai atskleidžia, jog ne viskas baigiasi artimomis orbitomis, o migracijos variantų būna labai įvairių.
6. Teoriniai migracijos modeliai
6.1 I tipo migracijos formalizmas
Lengvesnėms planetoms, panirusioms dujų diske, momentas kyla iš Lindblado rezonansų ir korotacijos rezonansų:
- Vidinis diskas: Dažniausiai sukelia išorinę jėgą (outward torque).
- Išorinis diskas: Dažniausiai stipresnė vidun traukianti jėga (inward torque).
Galutinė jėgų pusiausvyra paprastai reiškia judėjimą į vidų. Tačiau disko temperatūros/ tankio gradientai, korotacijos momento soties reiškiniai ar magnetiškai veikiančios „mirusios zonos“ gali šį migravimą sušvelninti ar atvirkščiai. Literatūroje naudojami įvairūs modeliai (Baruteau, Kley, Paardekooper ir kt.), tobulinantys prognozes [3], [4].
6.2 II tipo migracija ir tarpus formuojančios planetos
Didelė masė (≥0,3–1 Jupiterio masės), sukurianti tarpelį diske, susieja orbitą su disko klampumo evoliucija. Tai lėtesnis procesas, bet jei žvaigždė vis dar akrecijuoja nemažai, planeta gali lėtai slysti į vidų per 105–106 metų, paaiškindama, kaip joviškos planetos gali atsidurti arti žvaigždės. Tarpas nevisiškai tuščias, tad dalis dujų gali sroventi pro planetos orbitą.
6.3 Kombinuoti mechanizmai ir hibridiniai scenarijai
Realiose sistemose galimas kelias stadijas: prasideda I tipo migracija sub-jovininei šerdžiai, po to pereinama į II tipo migraciją, kai masė pakankamai didelė, plius galimos rezonansinės sąveikos su kitomis planetomis. Prie to prisideda disko termodinamika, MHD vėjai, išorinės perturbacijos, todėl kiekvienos sistemos migravimo kelias tampa unikalus.
7. Po disko išnykimo: dinaminės nestabilumai
7.1 Dujų nebelieka, bet planetos vis dar sąveikauja
Pasibaigus dujinei fazei, diskų sukeliama migracija baigiasi. Tačiau planetų ir likusių planetesimalių gravitacinės sąveikos tęsiasi:
- Rezonansų susiliejimai: Planetos gali nestabilėti, jei rezonansai vienas kitą veikia ilgalaikiu mastu.
- Sekuliarios sąveikos: Lėtai maino orbitų ekscentricitetus, inkliucijas.
- Chaotiškas išsklaidymas: Ekstremaliais atvejais planeta išmetama iš sistemos arba atsiduria aukšto ekscentriciteto orbitoje.
7.2 Įrodymai iš mūsų Saulės sistemos
Nicos modelis teigia, kad Jupiterio ir Saturno perėjimas pro 2:1 rezonansą iššaukė orbitines permainas, išblaškė išorinio regiono kūnus, galbūt sukėlė Vėlyvąjį smūgių laikotarpį. Uranas ir Neptūnas gal net pasikeitė vietomis. Tai rodo, kaip milžinių planetų tarpusavio sąveika gali pertvarkyti orbitas, su reikšmingomis pasekmėmis mažesnių kūnų išlikimui.
7.3 Potvyninė suapvalinimas
Planetos, išsklaidytos į glaudžias orbitas, gali patirti potvyninę trintį nuo žvaigždės, kuri laipsniškai suapvalina orbitas. Taip gali susidaryti karštieji Jupiteriai su pasvirusiomis (ar net retrogradinėmis) orbitomis, kaip rodo stebėjimai. Kozai–Lidovo ciklai dvinarėse sistemose taip pat gali kelti dideles inkliucijas ir padėti potvyniui priartinti orbitas.
8. Poveikis planetų sistemoms ir gyvybingumui
8.1 Architektūros formavimas
Migruojantys dujiniai milžinai, eidami pro vidinius regionus, gali išmesti ar išblaškyti mažus kūnus. Taip galima panaikinti ar trukdyti Žemės tipo planetų formavimui stabiliose orbitose. Kita vertus, jei milžinės planetos išlieka stabiliose orbitose, ne per daug trikdydamos vidinę dalį, gali susidaryti uolinės planetos gyvenamojoje zonoje.
8.2 Vandens atgabenimas
Migracija taip pat leidžia išorinėms planetesimalėms ar smulkesniems kūnams atsigauti link vidaus, nešant vandens bei lakiųjų junginių. Dalį Žemės vandens galėjo atnešti Jupiterio ar Saturno ankstyvosios migracijos sukurti išsklaidymo procesai.
8.3 Egzoplanetų stebėjimai: įvairovė ir nauji atradimai
Dėl plataus egzoplanetinių orbitų spektro – nuo „karštųjų Jupiterių“ iki super-Žemių rezonansinių tinklų ar ekscentriškų milžinių – akivaizdu, kad migracija ir dinaminė evoliucija atlieka esminį vaidmenį. Retai pasitaikančios orbitos (pvz., itin trumpos egzistencijos planetos) ar chaotiškos sistemos rodo, kad kiekviena žvaigždė turi savitą istoriją, nulemtą disko požymių, laiko ir atsitiktinių sklaidos epizodų.
9. Būsimieji tyrimai ir misijos
9.1 Didelės raiškos disko ir planetų sąveikos vaizdavimas
Tęsiant ALMA, ELT (Itin Didelių Teleskopų) bei JWST stebėjimus, galima tiesiogiai matyti diskus su panirusiomis protoplanetomis. Žiedų/tarpų kaitos sekimas ar dujų greičio laukų perturbacijų matavimas atskleidžia tiesioginius I/II tipo migracijos pėdsakus.
9.2 Gravitacinių bangų stebėjimai?
Nors tiesiogiai tai nėra apie planetų formavimąsi, gravitacinių bangų detektoriai iš esmės galėtų (ypač sunku) aptikti artimas egzistuojančias planetines sistemas aplink subrendusiais žvaigždes. Aktualesnė sritis – radialinio greičio ir tranzitų duomenų sąveika tikslinant karštųjų Jupiterių ar rezonansinių sistemų kilmę per migraciją.
9.3 Teoriniai ir skaitmeniniai patobulinimai
Tobulinant diskų turbulencijos, radiacinio pernašos bei MHD modelius galime tiksliau įvertinti migracijos spartą. Daugplanetės N-kūnų simuliacijos, apimančios patobulintus diskų-planetų sąveikos momentus, padės suderinti didžiulius duomenis iš vis atrandamų egzoplanetų orbitų įvairovių su teoriniais modeliavimais.
10. Išvada
Orbitalinė dinamika ir migracija – ne šiaip teorinė smulkmena, o pagrindinė jėga, formuojanti planetinių sistemų architektūrą. Disko ir planetos sąveika gali stumti planetas į vidų (taip atsiranda „karštieji Jupiteriai“) ar išorėn, nustatant galutinį išsidėstymą ir galimas rezonansines konfigūracijas. Vėliau, pasibaigus diskui, planetų išsklaidymas, rezonansinė sąveika ir potvyniniai efektai toliau reguliuoja orbitas, kartais iššaukdami planetų šuolį į ekscentriškas orbitas ar glaudžias trajektorijas. Duomenys – pradedant gausiais karštaisiais Jupiteriais ir baigiant tiksliais kelių egzoplanetų rezonansais – patvirtina, jog šie reiškiniai tikrai veikia.
Išsiaiškinę, kaip vyksta šie migracijos etapai, paaiškiname, kodėl kai kuriose žvaigždėse gali būti stabilios sąlygos Žemės tipo planetoms, o kitur didžiuliai Jupiteriai „sėdi“ arti žvaigždės ar suformuoja išsklaidytą architektūrą. Kiekvienas naujas egzoplanetos atradimas papildo mozaiką, pabrėžiančią, jog visoms sistemoms nėra vieno šablono – greičiau diskų fizikos, planetų masių ir atsitiktinių sąveikų sankirta sukuria unikalią kiekvienos planetinės šeimos istoriją.
Nuorodos ir tolesnis skaitymas
- Kley, W., & Nelson, R. P. (2012). “Planet-Disk Interaction and Orbital Evolution.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 211–249.
- Baruteau, C., et al. (2014). “Planet-Disk Interactions and Early Evolution of Planetary Systems.” Protostars and Planets VI, University of Arizona Press, 667–689.
- Lin, D. N. C., Bodenheimer, P., & Richardson, D. C. (1996). “Orbital migration of the planetary companion of 51 Pegasi to its present location.” Nature, 380, 606–607.
- Weidenschilling, S. J., & Marzari, F. (1996). “Gravitational scattering as a possible origin for giant planets at small stellar distances.” Nature, 384, 619–621.
- Rasio, F. A., & Ford, E. B. (1996). “Dynamical instabilities and the formation of extrasolar planetary systems.” Science, 274, 954–956.
- Chatterjee, S., Ford, E. B., Matsumura, S., & Rasio, F. A. (2008). “Dynamical outcomes of planet-planet scattering.” The Astrophysical Journal, 686, 580–598.
- Crida, A., & Morbidelli, A. (2012). “Cavity opening by a giant planet in a protoplanetary disc and effects on planetary migration.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 427, 458–464.