La migración planetaria es un proceso que ocurre cuando un planeta u otro satélite de una estrella interactúa con un disco de gas o planetesimales , como resultado de lo cual cambian los parámetros orbitales, especialmente el eje semi-mayor . La migración de planetas puede explicar la existencia de Júpiteres calientes: exoplanetas con una masa del orden de la masa de Júpiter, pero con periodos de revolución alrededor de la estrella iguales a solo unos pocos días. Una teoría común de la formación planetaria a partir de un disco protoplanetario predice que tales planetas no pueden formarse tan cerca de las estrellas, porque no hay suficiente material a distancias tan pequeñas y la temperatura es demasiado alta para la formación de planetesimales rocosos o helados.
También resultó que los planetas de masa terrestre pueden experimentar una rápida migración hacia el interior del sistema si se forman durante la existencia de un disco de gas. Esto puede afectar la formación de los núcleos de los planetas gigantes (con una masa de alrededor de 10 masas terrestres) si se forman por acreción sobre el núcleo original.
Se ha observado que existen discos de gas protoplanetarios alrededor de estrellas jóvenes durante varios millones de años. Si se forman en el disco planetas con una masa del orden de la masa de la Tierra, entonces los planetas pueden intercambiar momento angular con el gas circundante en el disco, por lo que los parámetros orbitales de los planetas pueden cambiar gradualmente. Aunque la migración hacia el disco localmente isotérmico generalmente ocurre en tales casos, la migración hacia la región exterior puede ocurrir en discos con un gradiente de entropía.
En una etapa tardía de la formación del sistema planetario, los protoplanetas masivos y los planetesimales interactúan caóticamente entre sí gravitacionalmente, como resultado de lo cual muchos planetesimales pueden ser lanzados a otras órbitas. En este caso, se produce un intercambio de momento angular entre los planetas y los planetesimales, y se produce una migración (hacia dentro o hacia fuera). Se cree que la migración hacia el exterior de Neptuno es responsable de la subsiguiente captura resonante de Plutón y otros plutinos en una resonancia orbital 3:2 con Neptuno.
Este tipo de migración orbital ocurre debido a la fuerza gravitacional entre el cuerpo masivo en el disco y el gas del disco. El gas actúa con la misma fuerza sobre un objeto masivo. Esto cambia el momento angular en la órbita del planeta, lo que conduce a un cambio en los elementos de la órbita, como el semieje mayor (pero todos los elementos pueden cambiar). Un aumento en el semieje mayor con el tiempo puede conducir a la migración del planeta a la región exterior del sistema, mientras que una disminución puede conducir a la migración a la región interior.
Migración tipo ILos planetas menores participan en la migración de tipo I controlada por momentos que surgen de ondas emergentes en las regiones de resonancias de Lindblad y la región de corotación. La resonancia de Lindblad da como resultado la formación de ondas de densidad en el gas circundante dentro y fuera de la órbita del planeta. En la mayoría de los casos, la onda espiral exterior tiene más impacto que la onda interior, por lo que el planeta pierde momento angular y se acerca a la estrella. La tasa de migración es proporcional a la masa del planeta y la densidad local del gas. El tiempo de migración característico es corto en comparación con la vida útil del disco gaseoso (millones de años). [1] Una influencia adicional de las regiones de corotación surge bajo la influencia del gas que se mueve con un período del orden del período orbital del planeta. En el marco de referencia asociado con el planeta, el gas se mueve en una órbita de herradura , cambiando de dirección a medida que se acerca al planeta por delante o por detrás. El gas que cambia de dirección frente al planeta tiene un semieje mayor grande y puede ser más frío y denso que el gas que cambia de dirección detrás del planeta. En este caso, puede aparecer una región de mayor densidad de gas frente al planeta y una región de baja densidad detrás del planeta, mientras que el momento angular cambia. [2] [3] La masa del planeta a la que procede la migración según el tipo I depende de la escala vertical local para la presión u. en menor medida, de la viscosidad cinemática del gas. [1] [4] En el caso de un disco cálido y viscoso, la migración de tipo I puede ocurrir para planetas de gran masa. En discos localmente isotérmicos y en casos de densidad y gradientes de temperatura débiles, el efecto de las regiones de corotación es menos poderoso que el efecto de las resonancias de Lindblad. [5] [4] Pueden existir áreas de migración hacia la parte exterior del disco en un cierto rango de masas planetarias y parámetros del disco, también en el caso de discos localmente isotérmicos o no isotérmicos. [4] [6] La ubicación de tales regiones puede variar dependiendo de la etapa evolutiva del disco. En el caso de un disco localmente isotérmico, están contenidos en regiones donde la densidad radial y/o los gradientes de presión son grandes a distancias del orden de varias escalas de presión verticales. La migración de tipo I en un disco localmente isotérmico es consistente con la formación y evolución a largo plazo de algunos exoplanetas observados por el telescopio Kepler . [7] La rápida acumulación de materia sólida en un planeta también puede crear un momento adicional, en el que aumenta el momento angular total del planeta. [ocho]
Migración tipo IISi el planeta es lo suficientemente masivo como para crear un vacío en el disco gaseoso, entonces su movimiento se clasifica como una migración de Tipo II. En el caso de una masa suficientemente grande del planeta perturbador, el efecto de marea que ejerce sobre el gas transfiere el momento angular al gas fuera de la órbita del planeta, mientras que dentro de la órbita del planeta el momento angular disminuye, por lo que la el gas es barrido fuera de la vecindad de la órbita del planeta. Durante la migración de tipo I, la influencia de la viscosidad del gas evita el barrido del gas debido a su redistribución y suavizado de un fuerte gradiente de densidad. Pero si el impacto llega a ser tan fuerte que excede la influencia de la viscosidad en la vecindad del planeta, entonces se forma una región anular de densidad reducida. El ancho del anillo depende de la temperatura y la viscosidad del gas y de la masa de los planetas. En un escenario simple donde el gas no cruza la región del anillo, la migración de los planetas depende del cambio en la viscosidad del disco a lo largo del tiempo. En la parte interior del disco, el planeta se mueve en espiral hacia la estrella, junto con la acumulación de materia sobre la estrella. En este caso, la migración suele ser más lenta que en el tipo I. En la parte exterior del disco, la migración puede alejarse de la estrella si el disco se está expandiendo. Un planeta con la masa de Júpiter en un disco protoplanetario ordinario, presumiblemente, realiza una migración tipo II, la transición del tipo I al tipo II ocurre en una masa del orden de la masa de Saturno. [9] [10] La migración de tipo II puede explicar la existencia de Júpiter calientes . [11] En situaciones más realistas, siempre que las condiciones de temperatura y viscosidad del disco no alcancen valores extremos, existe un flujo de gas a través de la región anular. [12] Como consecuencia del flujo másico, existen momentos de fuerzas que actúan sobre el planeta y que dependen de las propiedades locales del disco, así como momentos en el caso de la migración Tipo I. En discos viscosos, la migración de tipo II se puede describir como una versión modificada de la migración de tipo II dentro de la teoría general. [10] [4] La transición de un régimen de migración Tipo I a un régimen de migración Tipo II suele ser bastante suave, pero se han encontrado desviaciones de la transición suave. [9] [13] En algunas situaciones en las que los planetas crean perturbaciones no circulares en el disco de gas circundante, la migración de Tipo II puede ralentizarse, detenerse o cambiar de dirección. [catorce]
Migración tipo IIIEste modo de migración existe en los casos límite de relaciones entre los parámetros del disco y los planetas y se caracteriza por una escala de tiempo muy corta. [15] [16] [10] Aunque en algunos casos este modo de migración se conoce como " migración fugitiva ", la tasa de migración no necesariamente aumenta con el tiempo. [15] [16] La migración de tipo III es impulsada por los momentos coorbitales del gas atrapado en la región de libración del planeta durante el movimiento radial inicial relativamente rápido del planeta. El movimiento radial del planeta desplaza el gas en la dirección de la órbita, creando una asimetría en la densidad del gas cerca de los hemisferios anterior y posterior del planeta. [10] [1] La migración de tipo III ocurre en discos suficientemente masivos y en el caso de planetas capaces de crear solo vacíos parciales en el disco gaseoso. [1] [10] [15] En las primeras interpretaciones, la migración de tipo III se asociaba con flujos de gas a través de la órbita del planeta en dirección opuesta al movimiento radial del planeta. [15] El movimiento rápido hacia la región exterior a veces puede ocurrir por un corto tiempo, con planetas gigantes transferidos a órbitas distantes, en el caso de que la migración de Tipo II no transfiera efectivamente los planetas de regreso. [17]
Otro posible mecanismo que podría mover los planetas hacia radios orbitales más grandes es la dispersión gravitacional de los planetas más grandes o, en presencia de un disco protoplanetario, la dispersión gravitacional de las áreas de mayor densidad en el disco. [18] En el caso del sistema solar, Urano y Neptuno pueden haberse dispersado en órbitas más altas durante encuentros cercanos con Júpiter y/o Saturno. [19] [20] Los sistemas de exoplanetas pueden verse afectados por una inestabilidad dinámica similar durante la disipación del disco de gas; esto cambia las órbitas de los planetas y, en algunos casos, los planetas pueden salir expulsados del sistema o pueden chocar con la estrella. Además, como resultado de la dispersión, el planeta puede moverse en una órbita con una alta excentricidad, y cuando el pericentro pasa cerca de la estrella, la órbita puede cambiar debido al efecto de marea de la estrella. Las excentricidades e inclinaciones de las órbitas de los planetas también cambian durante los acercamientos, lo que puede explicar la distribución observada de excentricidades en las órbitas de los exoplanetas cercanos a la estrella. [21] Los sistemas planetarios resultantes suelen estar cerca del límite de estabilidad. [22] En el modelo de Niza, los sistemas de exoplanetas con un disco exterior de planetesimales también pueden estar sujetos a inestabilidad dinámica debido a la presencia de intersecciones resonantes durante la migración impulsada por planetesimales. Las excentricidades e inclinaciones de planetas en órbitas distantes pueden cambiar debido a la presencia de fricción dinámica con planetesimales, mientras que los valores finales de los parámetros dependen de la masa relativa del disco y los planetas involucrados en encuentros gravitatorios. [23]
La interacción de las mareas entre la estrella y el planeta cambia el semieje mayor y la excentricidad de la órbita del planeta. La marea de un planeta que orbita alrededor de una estrella crea una elevación en la superficie de la estrella. Si el período de rotación de la estrella excede el período de rotación del planeta, entonces la ubicación de la elevación se retrasa con respecto a la línea recta entre el planeta y el centro de la estrella, lo que crea un momento de fuerza entre el planeta y la estrella. Como resultado, el planeta pierde momento angular, el eje semi-mayor de su órbita disminuye con el tiempo. Si la órbita del planeta tiene una excentricidad, entonces la magnitud de la marea es mayor cuando el planeta está en el periápside de la órbita. El planeta se ralentiza más cerca del periapsis, y la distancia apocéntrica disminuye más rápido que la pericéntrica, lo que reduce la excentricidad. A diferencia de la migración del disco, que dura varios millones de años antes de que el gas se disipe, la migración de las mareas continúa durante miles de millones de años. La evolución de las mareas de los planetas cercanos a la estrella conduce a una disminución de los semiejes mayores de los planetas en aproximadamente la mitad en comparación con los valores que tenían en el momento de la disipación de la nebulosa protoplanetaria. [24]
La órbita del planeta, que está inclinada con respecto al plano de rotación de una estrella binaria, puede contraerse debido a una combinación de ciclos de Kozai y fricción de marea. La interacción con una estrella más distante conduce al hecho de que, en el marco del mecanismo de Lidov-Kozai, cambia la excentricidad y la inclinación de la órbita del planeta. La excentricidad de la órbita puede aumentar, mientras que la distancia pericéntrica disminuye y puede ocurrir una fuerte interacción de mareas entre el planeta y la estrella. Cuando cerca de una estrella, el planeta pierde momento angular, la órbita se encoge. Los ciclos de cambio en la excentricidad y la inclinación modifican gradualmente el semieje mayor de la órbita del planeta. [25] Si la órbita del planeta se reduce de modo que el planeta ya no siente la influencia de una estrella distante, entonces el ciclo de Kozai termina. La órbita en este caso se encogerá más rápido, ya que se vuelve circular bajo la acción de las fuerzas de marea. La órbita del planeta también puede volverse retrógrada. Los ciclos de Kozai pueden existir en un sistema con dos planetas que tienen inclinaciones cambiantes debido a la dispersión gravitatoria entre los planetas, mientras que una de las órbitas puede volverse retrógrada. [26] [27]
La órbita de un planeta puede cambiar en la interacción gravitatoria con un gran número de planetesimales. La migración bajo la acción de los planetesimales es el resultado de la suma de transferencias de momento angular durante los acercamientos a los planetesimales. Con enfoques separados, la cantidad de momento angular transferido y la dirección del cambio en la órbita del planeta dependen de los parámetros geométricos del enfoque. Con una gran cantidad de enfoques, la dirección de la migración del planeta depende del momento angular promedio de los planetesimales en relación con el planeta. Si el momento angular es grande, por ejemplo para un disco fuera de la órbita del planeta, entonces el planeta se mueve hacia la parte exterior del disco; si el momento angular es menor que el del planeta, entonces se mueve hacia la estrella. La migración de un planeta, a partir de un momento angular similar al de un disco, depende de la distribución del potencial y de las regiones de los planetesimales. En un sistema de un solo planeta, los planetesimales pueden perderse en la eyección, con el planeta acercándose a la estrella. En un sistema con varios planetas, los planetesimales pueden alejarse de la esfera de influencia de un determinado planeta al acercarse a otros planetas o, por el contrario, caer en la esfera de influencia. Tales interacciones hacen que la órbita del planeta se ensanche, ya que los planetas exteriores tienden a eliminar planetesimales de alto impulso del área de influencia del planeta interior o introducen planetesimales de bajo impulso en el área de influencia. Las resonancias con el planeta, en las que las excentricidades de las órbitas de los planetesimales aumentan hasta que las órbitas comienzan a cruzar la región del planeta, también son fuente de encuentros con planetesimales y redistribución del momento angular. Además, en el proceso de la propia migración, el planeta se acerca a otros planetesimales, mientras continúa la migración. La migración puede desaparecer si los planetesimales abandonan el sistema planetario más rápido de lo que otros planetesimales ingresan a la región del planeta. [28] Si un planeta orbita en un disco protoplanetario, para él, tiempos más cortos de acercamiento a planetesimales en órbitas con un período de revolución pequeño conducen a acercamientos más frecuentes a planetesimales con un momento angular pequeño, como resultado de lo cual la migración toma lugar en la dirección de la estrella. [29] En un disco gaseoso, sin embargo, la migración hacia el exterior es posible para ciertos tamaños de planetesimales, porque debido a la interacción con el gas, el número de planetesimales con un período orbital pequeño es pequeño. [treinta]
La migración de los planetas puede conducir al hecho de que los planetas están en resonancia entre sí cuando sus órbitas están cerca. Las órbitas de los planetas pueden converger deteniendo la migración hacia el interior en el borde interior del disco gaseoso; en este caso, se forma un sistema de planetas internos que giran estrechamente [31] o, si la migración se detiene en la región de puesta a cero de los momentos que gobiernan la migración de tipo I (por ejemplo, cerca de la línea de hielo), una cadena de planetas cercanos a entre sí, pero más distantes de la estrella, se forman. [32] La interacción gravitacional también puede conducir a la captura resonante de planetas con excentricidades comparables. [33] Según una de las hipótesis ( ing. Grand tackhipótesis ), la migración de Júpiter se detuvo y cambió de dirección cuando Saturno golpeó su resonancia externa. [34] La ralentización de la migración de Júpiter y Saturno, así como la captura de Urano y Neptuno en la región de resonancias más distantes, podrían impedir la formación del sistema compacto de super- Tierras observado por el telescopio Kepler en muchos planetas . sistemas [35] La migración de planetas a la parte exterior del sistema también puede conducir a la captura resonante de planetesimales, como en el caso de los plutinos en el cinturón de Kuiper . [36] Aunque se supone que la migración planetaria conduce a sistemas con cadenas de planetas en resonancia, la mayoría de los exoplanetas observados no están en resonancia. Las cadenas de resonancia pueden destruirse debido a la inestabilidad gravitacional durante la disipación de un disco gaseoso. [37] Las interacciones con los planetesimales restantes pueden destruir las configuraciones resonantes de los planetas de baja masa, dejándolos en órbitas fuera de la región de resonancia. [38] La interacción de las mareas con la estrella, la turbulencia en el disco y la interacción con otros planetas en formación también pueden alterar las configuraciones resonantes. [39] La captura de resonancia puede ser evitada por planetas menores que Neptuno en órbitas de alta excentricidad. [40]
La migración de los planetas exteriores es un escenario propuesto para explicar algunas de las propiedades de las órbitas de los cuerpos en el sistema solar exterior. [41] Más allá de la órbita de Neptuno, el sistema solar se extiende como el cinturón de Kuiper, el disco disperso y la nube de Oort , tres poblaciones separadas de pequeños cuerpos helados que se cree que son la fuente de la mayoría de los cometas observados. A esta distancia del Sol, la acreción fue muy débil para permitir que los planetas se formaran antes de la disipación de la nebulosa protosolar, ya que el disco original tenía una densidad insuficiente. El cinturón de Kuiper se encuentra entre 30 y 55 UA. del Sol, y la mayor extensión del disco disperso supera las 100 UA, [41] la nube de Oort comienza a las 50.000 UA. [42]
Según este escenario, el cinturón de Kuiper era inicialmente más denso y más cercano al Sol: contenía millones de planetesimales, el límite exterior estaba a una distancia de unas 30 UA, en la órbita moderna de Neptuno. Después de la formación del sistema solar, las órbitas de los planetas gigantes continuaron cambiando lentamente bajo la influencia gravitatoria de los planetesimales restantes. Después de 500 a 600 millones de años (hace unos 4 mil millones de años), Júpiter y Saturno pasaron a una resonancia 2:1, en la que Saturno hace una revolución alrededor del Sol durante dos revoluciones de Júpiter. [41] Las excentricidades orbitales de Júpiter y Saturno aumentan, y las órbitas de Urano y Neptuno se vuelven menos estables. Los acercamientos de los planetas conducen a la migración de Neptuno más allá de la órbita de Urano hacia el denso cinturón de planetesimales. Los planetas dispersaron la mayor parte de los cuerpos helados en el sistema solar, mientras ellos mismos se movían hacia el exterior. Además, un mecanismo similar actuó en los planetas más cercanos al Sol, cuyas órbitas también se alejaron del Sol. [43] El proceso continuó hasta que los planetesimales fueron influenciados por Júpiter, cuya gravedad los transfirió a órbitas con alta excentricidad o los expulsó del sistema solar. Al mismo tiempo, Júpiter se acercó al Sol. El escenario descrito explica la pequeña masa de la población de objetos transneptunianos. A diferencia de los planetas exteriores, se supone que los planetas interiores se han movido poco durante la vida del sistema solar, y sus órbitas permanecieron estables durante el intenso bombardeo tardío . [44]