Migracja planetarna

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacja, szukaj
Wizja artystyczna gorącego jowisza

Migracja planetarna – zjawisko zmian orbity planety we wczesnych etapach formowania się układu planetarnego wokół gwiazdy. Jest ono wynikiem złożonych oddziaływań planety z innymi planetami, planetozymalami i gazem w dysku protoplanetarnym.

Wstęp[edytuj | edytuj kod]

Odkrycie zaskakującej różnorodności planet pozasłonecznych skłoniło naukowców do rewizji poglądów na temat powstawania układów planetarnych. W szczególności istnienie gorących jowiszy, czyli gazowych olbrzymów na bardzo ciasnych orbitach wokół gwiazd zdawało się przeczyć dotychczasowym modelom, według których planety takie miały tworzyć się w zewnętrznych obszarach układu (poza tzw. linią śniegu), tak jak w Układzie Słonecznym. Rozważano model, według którego w takich układach początkowo miało utworzyć się kilka olbrzymów na bliskich orbitach, których oddziaływanie następnie przerzucało jedną z nich na niską orbitę (tzw. Jumping Jupiter Theory). Symulacje wykazały jednak, że powstanie gorącego jowisza na stabilnej orbicie w ten sposób jest nieprawdopodobne.

Obecnie przyjęta teoria migracji planetarnej stwierdza, że planety-olbrzymy faktycznie formują się daleko od gwiazdy, a dopiero później przenoszą się na niskie orbity, lecz poprzez subtelniejsze oddziaływania z dyskiem gazowo-pyłowym i planetozymalami. Zjawisko migracji dotyczy również planet skalistych, choć zazwyczaj zmiany ich orbit są dużo mniejsze.

Typy migracji[edytuj | edytuj kod]

Typu I[edytuj | edytuj kod]

Ciała o masie zbliżonej do Ziemi powodują powstanie spiralnych fal gęstości w otaczającym dysku. Zazwyczaj zewnętrzna fala oddziałuje silniej z planetą, co powoduje, że traci ona moment pędu na rzecz cząstek dysku i przenosi się na niższą orbitę, odpychając gaz, pył i inne drobne ciała dalej od gwiazdy.

Typu II[edytuj | edytuj kod]

Planety masywniejsze niż 10 M pochłaniają cały gaz i pył z otoczenia, otwierając wyrwę w dysku i tym samym kończąc migrację typu I. Jednakże gaz nadal wpływa w jej obszar, powodując dalszy rozrost i przesuwanie się planety, wraz z powstałą wyrwą, w stronę gwiazdy. Tak najprawdopodobniej tworzą się gorące jowisze.

Typu III[edytuj | edytuj kod]

Tzw. „brutalna migracja” (ang. violent migration) – na skutek oddziaływań z resztą układu (dyskiem, innymi planetami) planeta zostaje wyrzucona poza układ lub trafia na kurs kolizyjny z gwiazdą, wskutek czego zostaje zniszczona i pochłonięta. Ślady takiego zdarzenia można znaleźć w widmie gwiazdy.

Migracja w Układzie Słonecznym[edytuj | edytuj kod]

Zmiany orbit w zewnętrznym Układzie Słonecznym, ok. 4 mld lat temu: a) przed powstaniem rezonansu Jowisza i Saturna; b) po wtargnięciu Neptuna w pierwotny pas Kuipera; c) po wyrzuceniu rozproszonych ciał przez Jowisza

Zjawisko migracji planetarnej tłumaczy też kształt zewnętrznych peryferii Układu Słonecznego. Jest mało prawdopodobne, żeby lodowe olbrzymy – Uran i Neptun uformowały się w takiej odległości od Słońca w jakiej krążą obecnie, ponieważ tam gęstość mgławicy słonecznej była zbyt niska. Zapewne utworzyły się one na bliższych orbitach, między 15 a 20 j.a., a pierwotny pas Kuipera był gęstszy i rozciągał się zaledwie do ok. 30 j.a. od gwiazdy. Co więcej, analiza składu chemicznego sugeruje, że Uran znajdował się dalej od Słońca niż Neptun[1].

Po 500-600 milionach lat od powstania, Jowisz i Saturn znalazły się w rezonansie orbitalnym 2:1. To zdarzenie wypchnęło Neptuna daleko od gwiazdy, w obszar dysku Kuipera. Wtargnięcie planety zaburzyło orbity planetozymali, posyłając większość z nich do wnętrza Układu, gdzie doszło do serii katastrofalnych zderzeń (tzw. Wielkie Bombardowanie)[2], jak również do dalszych przesunięć orbit planet zewnętrznych. Oddziaływanie grawitacyjne Jowisza posłało część obiektów na odległe, silnie eliptyczne orbity, tworząc obłok Oorta, a inne, które Neptun przesunął na orbity mniej ekscentryczne, utworzyły dzisiejszy pas Kuipera i dysk rozproszony. Niektóre spośród nich (jak Pluton) znalazły się w rezonansie orbitalnym z planetą. Wreszcie oddziaływania z pozostałościami dysku protoplanetarnego zmniejszyły ekscentryczność orbit lodowych olbrzymów, tworząc Układ Słoneczny takim, jakim znamy go dziś.

Teoria ta tłumaczy szereg zjawisk, m.in. pochodzenie wielkich basenów uderzeniowych na powierzchni Księżyca, Merkurego i Marsa, datowanych na okres ok. pół miliarda lat po powstaniu Układu, dzisiejsze orbity Urana i Neptuna, oraz niską łączną masę obiektów transneptunowych. Różnice barw powierzchni planetoid transneptunowych również mogą wynikać z odmiennego pochodzenia tych ciał – część z nich uformowała się bliżej Słońca i zawiera mniej zamrożonych substancji lotnych.

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

Przypisy

  1. E. W. Thommes, M. J. Duncan, H. F. Levison. The Formation of Uranus and Neptune among Jupiter and Saturn. „Astronomical Journal”. 123, s. 2862, 2002. arXiv:astro-ph/0111290 (ang.). 
  2. R. Gomes, H. F. Levison, K. Tsiganis, A. Morbidelli. Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets. „Nature”. 435, s. 466, 2005. DOI: 10.1038/nature03676.