Взаимодействия, способные изменить орбиты планет, объясняющие «горячих Юпитеров» и другие неожиданные конфигурации
Введение
Когда планеты формируются в протопланетном диске, естественно предположить, что они остаются близко к местам образования. Однако многочисленные данные наблюдений, особенно экзопланет, показывают, что значительные изменения орбит происходят часто: массивные юпитерообразные планеты могут оказаться очень близко к звезде («горячие Юпитеры»), несколько планет могут находиться в резонансах или быть рассеянными на большие эксцентричные орбиты, а целые планетные системы могут «переезжать» с начальных позиций. Эти явления, объединённые под общим названием орбитальная миграция и динамическая эволюция, могут кардинально определять конечную структуру формирующейся планетной системы.
Основные наблюдения
- Горячие Юпитеры: Газовые гиганты на расстоянии 0,1 AU или ближе к звезде, что свидетельствует о том, что они каким-то образом мигрировали внутрь после или во время формирования.
- Резонансные «сети»: Резонансы нескольких планет (например, система TRAPPIST-1) указывают на сходящуюся миграцию или торможение в диске.
- Рассеянные гиганты: Некоторые экзопланеты имеют большие эксцентричные орбиты, возможно вызванные поздней динамической нестабильностью.
Изучая механизмы миграции планет — от приливных сил дисков-планет (миграция типов I и II) до взаимного рассеяния планет — мы получаем важные подсказки о разнообразии архитектур планетных систем.
2. Миграция, обусловленная газовым диском
2.1 Взаимодействие с газовым диском
При наличии газового диска новообразованные (или формирующиеся) планеты испытывают гравитационные моменты (torques) из-за локальных потоков газа. Такое взаимодействие может отнимать или добавлять угловой момент орбите планеты:
- Плотностные волны: Планета возбуждает в диске спиральные плотностные волны во внутренней и внешней части диска, которые создают общий момент для планеты.
- Резонансные пустоты: Если планета достаточно массивна, она может вырезать промежуток (миграция типа II), а если меньше — оставаться погружённой в диск (миграция типа I), испытывая силу из-за градиента плотности.
2.2 Миграция типов I и II
- Миграция типа I: Меньшая масса (около <10–30 масс Земли) не создаёт промежутка в диске. Планету воздействуют разные моменты со стороны внутреннего и внешнего диска, что обычно приводит к движению внутрь. Продолжительность может быть короткой (105–106 лет), иногда слишком короткой, если нестабильности (турбулентность диска, подструктуры) не снижают скорость миграции.
- Миграция типа II: Крупная планета (≳массы Сатурна или Юпитера) вырезает промежуток. В этом случае её движение связано с потоком, вызванным вязкостью диска. Если диск движется внутрь, планета движется внутрь вместе с ним. Промежутки могут ослаблять итоговую силу, иногда останавливая или возвращая планету назад.
2.3 «Мертвые зоны» и давление горбов
В реальных дисках отсутствует однородность. «Мертвые зоны» (слабо ионизированные, низковязкие регионы) могут создавать давление горбов или переходы в структуре диска, которые могут задерживать или даже менять направление миграции. Это помогает объяснить, почему некоторые планеты не поглощаются звездой и находятся на определённых орбитах. Наблюдения (например, кольца/пробелы ALMA) могут быть связаны с такими явлениями или с выемками, созданными планетами.
3. Динамические взаимодействия и рассевание
3.1 После фазы диска: взаимное взаимодействие планет
После исчезновения протопланетных газов все еще остаются планетезимали и несколько (прото)планет. Их гравитационные воздействия могут приводить к:
- Резонансное захватывание: Несколько планет могут «застрять» друг с другом в резонансах среднего движения (2:1, 3:2 и т. п.).
- Секулярные взаимодействия: Медленные долгосрочные изменения углового момента, изменяющие эксцентриситет и наклонения.
- Рассевание и выброс: Из-за близких прохождений одна из планет может быть выброшена на эксцентричную орбиту или даже выброшена из системы как «свободная» межзвездная планета.
Такие события могут значительно изменить структуру системы, приводя к наличию лишь нескольких стабильных орбит с возможно большими эксцентриситетами или наклонами — это соответствует наблюдениям части экзопланет.
3.2 Аналогичный Поздний тяжелый бомбардировочный период
В нашей Солнечной системе «Модель Ниццы» утверждает, что переход Юпитера и Сатурна к резонансу 2:1 инициировал перестройку орбит планет примерно через 700 млн лет после формирования, рассеивая кометы и астероиды. Это событие, называемое Поздним тяжелым бомбардировочным периодом (Late Heavy Bombardment), формировало внешнюю архитектуру системы. Похожие процессы в других системах могут объяснить, как гигантские планеты меняют орбиты на протяжении сотен миллионов лет.
3.3 Системы с несколькими гигантскими планетами
Когда в системе существует несколько массивных планет, их взаимное гравитационное воздействие может вызвать хаотическое рассеяние или резонансное связывание. Некоторые системы с несколькими гигантами на эксцентричных орбитах отражают эти секулярные или хаотические перестройки, значительно отличающиеся от стабильной конфигурации Солнечной системы.
4. Самые интересные последствия миграции
4.1 Горячие Юпитеры
Одним из ранних поразительных открытий экзопланет были горячие Юпитеры – газовые гиганты, вращающиеся на расстоянии ~0,05 а.е. (или меньше) от звёзд, с орбитальными периодами всего в несколько дней. Основное объяснение:
- Миграция типа II: Гигантская планета формируется за линией снега, но взаимодействия диска и планеты толкают её внутрь, а конечная остановка происходит у внутренней границы диска.
- Миграция с высоким эксцентриситетом: Или рассеяние планет, циклы Козаи–Лидова (при наличии двойных звёзд) повышают эксцентриситет, тогда приливное взаимодействие приближает орбиту к звезде и округляет её.
Наблюдения показывают, что многие горячие Юпитеры имеют средние или большие наклоны орбит, часто встречаются поодиночке в системе – это указывает на активные процессы рассеяния, приливные эффекты или их смесь.
4.2 Резонансные сети планет меньшей массы
Плотные многопланетные системы, обнаруженные миссией Kepler – например, TRAPPIST-1 с 7 планетами размером с Землю – часто имеют точные резонансы среднего движения или близкие к ним соотношения. Такие конфигурации могут быть обусловлены конвергентной миграцией типа I, когда меньшие планеты мигрируют с разной скоростью в диске и в итоге захватываются в резонанс. Эти резонансные структуры могут быть стабильными, если не происходит массового рассеяния.
4.3 Сильно рассеянные и эксцентричные гиганты
В некоторых системах более одной гигантской планеты может вызвать сильные эпизоды рассеяния после исчезновения диска. Вот:
- Одна планета может быть выброшена далеко от звезды или даже полностью изгнана в межзвёздное пространство.
- Другая может занимать ярко эксцентричную орбиту близко к звезде.
Большие (e>0,5) эксцентриситеты у многих экзопланет указывают на процессы хаотического рассеяния.
5. Доказательства наблюдений миграции
5.1 Исследования популяций экзопланет
Исследования скорости излучения и транзитов показывают множество горячих Юпитеров – газовых гигантов с периодами <10 дней – что трудно объяснить без миграции внутрь. Между тем, много супер-Земель или мини-Нептунов находятся на расстоянии 0,1–0,2 а.е., возможно, мигрировали из внешней области или сформировались локально в плотной внутренней части диска. Изменения орбит, резонансы и эксцентриситеты выявляют, какие процессы (миграция, рассеяние) могут доминировать [1], [2].
5.2 Остатки пыли и разрывы диска
В молодых системах ALMA может показать кольца и разрывы. Некоторые разрывы на определённом расстоянии могут быть вырезаны планетами, удаляющими материал в «общих орбитальных» резонансах, что связано с миграцией типа II. Особенности диска также могут помочь определить, где миграция остановилась (например, в максимуме давления) или в «мертвой зоне».
5.3 Прямое изображение гигантов на широких орбитах
Некоторые обнаруживаются на широких орбитах (например, HR 8799 с четырьмя планетами массой ~5–10 Юпитеров на расстояниях в десятки а.е.), что показывает, что не все гиганты мигрируют внутрь; это может быть обусловлено меньшей массой диска или иным разрушением диска. Такие молодые яркие изображения планет показывают, что не всё заканчивается близкими орбитами, и варианты миграции бывают очень разнообразными.
6. Теоретические модели миграции
6.1 Формализм миграции типа I
Для более лёгких планет, погружённых в газовый диск, момент возникает из резонансов Линдблада и коротационных резонансов:
- Внутренний диск: Обычно вызывает внешнюю силу (outward torque).
- Внешний диск: Обычно более сильный внутрь направленный момент (inward torque).
Конечное равновесие сил обычно означает движение внутрь. Однако градиенты температуры/плотности диска, явления насыщения момента коротации или магнитно активные «мертвые зоны» могут смягчать или, наоборот, усиливать эту миграцию. В литературе используются различные модели (Baruteau, Kley, Paardekooper и др.), улучшающие прогнозы [3], [4].
6.2 Миграция типа II и планеты, формирующие разрывы
Большая масса (≥0,3–1 масса Юпитера), создающая разрыв в диске, связывает орбиту с эволюцией вязкости диска. Это более медленный процесс, но если звезда всё ещё активно аккрецирует, планета может медленно скользить внутрь за 105–106 лет, объясняя, как юпитерианские планеты могут оказаться близко к звезде. Пространство не полностью пустое, поэтому часть газа может течь через орбиту планеты.
6.3 Комбинированные механизмы и гибридные сценарии
В реальных системах возможно несколько стадий: начинается миграция типа I для суб-юпитерианского ядра, затем переходит в миграцию типа II, когда масса достаточно велика, плюс возможны резонансные взаимодействия с другими планетами. К этому добавляются термодинамика диска, MHD-ветры, внешние возмущения, поэтому путь миграции каждой системы становится уникальным.
7. После исчезновения диска: динамическая нестабильность
7.1 Газов больше нет, но планеты всё ещё взаимодействуют
После окончания газовой фазы миграция, вызванная дисками, прекращается. Однако гравитационные взаимодействия между планетами и оставшимися планетезималями продолжаются:
- Слияния резонансов: Планеты могут становиться нестабильными, если резонансы влияют друг на друга в долгосрочной перспективе.
- Секулярные взаимодействия: Медленно меняют эксцентриситеты орбит, наклонения.
- Хаотическое рассеяние: В экстремальных случаях планета выбрасывается из системы или оказывается на орбите с высокой эксцентриситетом.
7.2 Доказательства из нашей Солнечной системы
Модель Ниццы утверждает, что прохождение Юпитера и Сатурна через резонанс 2:1 вызвало орбитальные перестройки, рассеяло тела внешнего региона, возможно, спровоцировало Поздний тяжелый бомбардировочный период. Уран и Нептун, возможно, даже поменялись местами. Это показывает, как взаимодействие гигантских планет может перестраивать орбиты с существенными последствиями для выживания меньших тел.
7.3 Приливное округление
Планеты, рассеянные на близкие орбиты, могут испытывать приливное трение от звезды, которое постепенно округляет орбиты. Так могут образовываться горячие юпитеры с наклонёнными (или даже ретроградными) орбитами, как показывают наблюдения. Циклы Козаи–Лидова в двойных системах также могут вызывать большие наклонения и способствовать приливу, приближая орбиты.
8. Влияние на планетные системы и обитаемость
8.1 Формирование архитектуры
Мигрирующие газовые гиганты, проходя через внутренние регионы, могут выбрасывать или рассеивать мелкие тела. Это может препятствовать формированию планет земного типа на стабильных орбитах. С другой стороны, если гигантские планеты остаются на стабильных орбитах, не слишком нарушая внутреннюю часть, могут формироваться каменистые планеты в обитаемой зоне.
8.2 Доставка воды
Миграция также позволяет внешним планетезималям или мелким телам двигаться внутрь, принося воду и летучие соединения. Часть воды на Земле могла быть доставлена процессами рассеяния, вызванными ранней миграцией Юпитера или Сатурна.
8.3 Наблюдения экзопланет: разнообразие и новые открытия
Из-за широкого спектра экзопланетных орбит – от «горячих юпитеров» до резонансных сетей супер-Земель или эксцентричных гигантов – очевидно, что миграция и динамическая эволюция играют ключевую роль. Редкие орбиты (например, планеты с очень коротким сроком существования) или хаотические системы показывают, что у каждой звезды своя история, обусловленная характеристиками диска, временем и случайными эпизодами рассеяния.
9. Будущие исследования и миссии
9.1 Визуализация взаимодействия диска и планет с высоким разрешением
Продолжая наблюдения ALMA, ELT (Экстремально Больших Телескопов) и JWST, можно напрямую видеть диски с погружёнными протопланетами. Отслеживание изменений колец/промежутков или измерение возмущений скоростных полей газа выявляет прямые следы миграции типа I/II.
9.2 Наблюдения гравитационных волн?
Хотя напрямую это не связано с формированием планет, детекторы гравитационных волн в принципе могли бы (особенно с трудом) обнаружить близкие существующие планетные системы вокруг зрелых звёзд. Более актуальная область – взаимодействие данных радиальной скорости и транзитов для уточнения происхождения горячих юпитеров или резонансных систем через миграцию.
9.3 Теоретические и цифровые усовершенствования
Усовершенствование моделей турбулентности дисков, радиационного переноса и MHD позволит точнее оценить скорость миграции. Многопланетные N-телесные симуляции с учётом улучшенных моментов взаимодействия дисков и планет помогут согласовать огромные данные о разнообразии орбит экзопланет с теоретическими моделями.
10. Заключение
Орбитальная динамика и миграция – это не просто теоретическая мелочь, а основная сила, формирующая архитектуру планетных систем. Взаимодействие диска и планеты может толкать планеты внутрь (так появляются «горячие Юпитеры») или наружу, определяя конечное расположение и возможные резонансные конфигурации. Позже, после исчезновения диска, рассеяние планет, резонансные взаимодействия и приливные эффекты продолжают регулировать орбиты, иногда вызывая скачки планет на эксцентричные орбиты или плотные траектории. Данные – от многочисленных горячих Юпитеров до точных резонансов нескольких экзопланет – подтверждают, что эти явления действительно работают.
Разобравшись, как проходят эти этапы миграции, мы объясняем, почему в некоторых звёздах могут быть стабильные условия для планет земного типа, а в других гигантские Юпитеры «сидят» близко к звезде или формируют рассеянную архитектуру. Каждое новое открытие экзопланеты дополняет мозаику, подчёркивая, что нет единого шаблона для всех систем – скорее, сочетание физики дисков, масс планет и случайных взаимодействий создаёт уникальную историю каждой планетной семьи.
Nuorodos ir tolesnis skaitymas
- Kley, W., & Nelson, R. P. (2012). «Взаимодействие планеты с диском и орбитальная эволюция.» Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 211–249.
- Baruteau, C., et al. (2014). «Взаимодействия планеты с диском и ранняя эволюция планетных систем.» Protostars and Planets VI, University of Arizona Press, 667–689.
- Lin, D. N. C., Bodenheimer, P., & Richardson, D. C. (1996). «Орбитальная миграция планетного компаньона 51 Пегаса к его нынешнему положению.» Nature, 380, 606–607.
- Weidenschilling, S. J., & Marzari, F. (1996). «Гравитационное рассеяние как возможное происхождение гигантских планет на малых расстояниях от звезды.» Nature, 384, 619–621.
- Rasio, F. A., & Ford, E. B. (1996). «Динамические нестабильности и формирование внесолнечных планетных систем.» Science, 274, 954–956.
- Chatterjee, S., Ford, E. B., Matsumura, S., & Rasio, F. A. (2008). «Динамические результаты рассеяния планета-планета.» The Astrophysical Journal, 686, 580–598.
- Crida, A., & Morbidelli, A. (2012). «Открытие полости гигантской планетой в протопланетном диске и влияние на миграцию планет.» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 427, 458–464.