stringtranslate.com

Планетарная миграция

Планетарная миграция происходит, когда планета или другое тело на орбите вокруг звезды взаимодействует с диском газа или планетезималей , что приводит к изменению ее орбитальных параметров, особенно ее большой полуоси . Планетная миграция является наиболее вероятным объяснением горячих юпитеров ( экзопланет с массой Юпитера, но орбитами всего в несколько дней). Общепринятая теория образования планет из протопланетного диска предсказывает, что такие планеты не могут формироваться так близко к своим звездам, поскольку на таких малых радиусах недостаточно массы, а температура слишком высока, чтобы допустить образование каменистых или ледяных планетезималей.

Также стало ясно [ требуется цитата ] , что планеты земной массы могут подвергаться быстрой внутренней миграции, если они формируются, пока газовый диск все еще присутствует. Это может повлиять на формирование ядер планет-гигантов (масса которых составляет от 10 до 1000 масс Земли), если эти планеты формируются посредством механизма аккреции ядра .

Типы дисков

Газовый диск

Наблюдения показывают, что газ в протопланетных дисках, вращающихся вокруг молодых звезд, имеет продолжительность жизни от нескольких до нескольких миллионов лет. [1] Если планеты с массой около массы Земли или больше формируются, пока газ все еще присутствует, планеты могут обмениваться угловым моментом с окружающим газом в протопланетном диске , так что их орбиты постепенно меняются. Хотя направление миграции обычно направлено внутрь в локально изотермических дисках, в дисках, обладающих градиентами энтропии, может происходить миграция наружу. [2]

Планетезимальный диск

На поздней стадии формирования планетной системы массивные протопланеты и планетезимали гравитационно взаимодействуют хаотичным образом, в результате чего многие планетезимали выбрасываются на новые орбиты. Это приводит к обмену угловым моментом между планетами и планетезималями и приводит к миграции (либо внутрь, либо наружу). Считается, что внешняя миграция Нептуна ответственна за резонансный захват Плутона и других плутино в резонанс 3:2 с Нептуном.

Виды миграции

Существует множество различных механизмов, посредством которых орбиты планет могут мигрировать, которые описаны ниже как дисковая миграция ( миграция типа I , миграция типа II или миграция типа III ), приливная миграция, миграция, вызванная планетезималями , гравитационное рассеяние , а также циклы Козаи и приливное трение . Этот список типов не является исчерпывающим или окончательным: в зависимости от того, что наиболее удобно для какого-либо типа исследования, разные исследователи будут различать механизмы несколько по-разному.

Классификация любого механизма в основном основана на обстоятельствах в диске, которые позволяют механизму эффективно передавать энергию и/или угловой момент на планетарные орбиты и с них. Поскольку потеря или перемещение материала в диске изменяют обстоятельства, один механизм миграции уступит место другому механизму или, возможно, ни одному. Если нет последующего механизма, миграция (в основном) прекращается, и звездная система становится (в основном) стабильной.

Миграция диска

Дисковая миграция возникает из-за гравитационной силы, оказываемой достаточно массивным телом, встроенным в диск, на окружающий газ диска, что возмущает распределение его плотности. По принципу реакции классической механики , газ оказывает равную и противоположную гравитационную силу на тело, которая также может быть выражена как крутящий момент . Этот крутящий момент изменяет угловой момент орбиты планеты, что приводит к изменению большой полуоси и других элементов орбиты. Увеличение с течением времени большой полуоси приводит к внешней миграции , т. е. от звезды, тогда как противоположное поведение приводит к внутренней миграции .

Различают три подтипа миграции диска: Типы I, II и III. Нумерация не подразумевает последовательность или этапы.

Миграция I типа

Малые планеты подвергаются миграции диска типа I , вызванной моментами, возникающими из-за резонансов Линдблада и совместного вращения. Резонансы Линдблада возбуждают спиральные волны плотности в окружающем газе как внутри, так и снаружи орбиты планеты. В большинстве случаев внешняя спиральная волна создает больший момент, чем внутренняя волна, заставляя планету терять угловой момент и, следовательно, мигрировать к звезде. Скорость миграции, обусловленная этими моментами, пропорциональна массе планеты и локальной плотности газа и приводит к временной шкале миграции, которая, как правило, коротка по сравнению с миллионолетним сроком службы газового диска. [3] Дополнительные моменты совместного вращения также возникают из-за движения газа по орбите с периодом, аналогичным периоду планеты. В системе отсчета, прикрепленной к планете, этот газ следует по подковообразным орбитам , меняя направление, когда он приближается к планете спереди или сзади. Газ, меняющий направление движения перед планетой, исходит из большей большой полуоси и может быть холоднее и плотнее, чем газ, меняющий направление движения позади планеты. Это может привести к образованию области избыточной плотности перед планетой и меньшей плотности позади планеты, в результате чего планета приобретает угловой момент. [4] [5]

Масса планеты, для которой миграция может быть приближена к типу I, зависит от локальной высоты шкалы давления газа и, в меньшей степени, от кинематической вязкости газа. [3] [6] В теплых и вязких дисках миграция типа I может применяться к планетам большей массы. В локально изотермических дисках и вдали от крутых градиентов плотности и температуры крутящие моменты совместного вращения, как правило, подавляются крутящими моментами Линдблада . [7] [6] Области внешней миграции могут существовать для некоторых диапазонов масс планет и условий диска как в локальных изотермических, так и в неизотермических дисках. [6] [8] Расположение этих областей может меняться в ходе эволюции диска, а в локально-изотермическом случае ограничено областями с большими радиальными градиентами плотности и/или температуры на нескольких высотах шкалы давления. Было показано, что миграция типа I в локальном изотермическом диске совместима с образованием и долгосрочной эволюцией некоторых наблюдаемых планет Кеплера . [9] Быстрое накопление твердого материала планетой также может привести к «нагревающему моменту», который заставляет планету приобретать угловой момент. [10]

Миграция II типа

Планета, достаточно массивная, чтобы открыть зазор в газовом диске, подвергается режиму, называемому миграцией диска типа II . Когда масса возмущающей планеты достаточно велика, приливной момент, который она оказывает на газ, передает угловой момент газовой внешней части орбиты планеты и делает противоположное внутри планеты, тем самым отталкивая газ от орбиты. В режиме типа I вязкие моменты могут эффективно противодействовать этому эффекту, пополняя запасы газа и сглаживая резкие градиенты плотности. Но когда моменты становятся достаточно сильными, чтобы преодолеть вязкие моменты вблизи орбиты планеты, создается кольцевой зазор с меньшей плотностью. Глубина этого зазора зависит от температуры и вязкости газа и от массы планеты. В простом сценарии, в котором газ не пересекает зазор, миграция планеты следует вязкой эволюции газа диска. Во внутреннем диске планета движется по спирали внутрь по вязкой шкале времени, следуя аккреции газа на звезду. В этом случае скорость миграции обычно ниже, чем у планеты в режиме типа I. Однако во внешнем диске миграция может быть направлена ​​наружу, если диск вязко расширяется. Ожидается, что планета с массой Юпитера в типичном протопланетном диске будет подвергаться миграции примерно со скоростью типа II, при этом переход от типа I к типу II происходит примерно при массе Сатурна, поскольку открывается частичный зазор. [11] [12]

Миграция типа II является одним из объяснений образования горячих юпитеров . [13] В более реалистичных ситуациях, если только в диске не возникают экстремальные тепловые и вязкостные условия, через зазор происходит постоянный поток газа. [14] Вследствие этого потока массы крутящие моменты, действующие на планету, могут быть восприимчивы к локальным свойствам диска, сродни крутящим моментам, действующим во время миграции типа I. Поэтому в вязких дисках миграцию типа II обычно можно описать как модифицированную форму миграции типа I в едином формализме. [12] [6] Переход между миграцией типа I и типа II, как правило, плавный, но также были обнаружены отклонения от плавного перехода. [11] [15] В некоторых ситуациях, когда планеты вызывают эксцентрическое возмущение в окружающем газе диска, миграция типа II может замедлиться, остановиться или обратиться вспять. [16]

С физической точки зрения, миграция типа I и типа II обусловлена ​​одним и тем же типом моментов (при резонансах Линдблада и совместного вращения). Фактически, их можно интерпретировать и моделировать как единый режим миграции, режим миграции типа I, соответствующим образом модифицированный возмущенной поверхностной плотностью газа диска. [12] [6]

Миграция диска типа III

Миграция диска типа III применяется к довольно экстремальным случаям диска/планеты и характеризуется чрезвычайно короткими временными масштабами миграции. [17] [18] [12] Хотя иногда ее называют «бегущей миграцией», скорость миграции не обязательно увеличивается со временем. [17] [18] Миграция типа III обусловлена ​​коорбитальными моментами от газа, захваченного в либрационных областях планеты , и от начального, относительно быстрого, планетарного радиального движения. Радиальное движение планеты вытесняет газ в ее коорбитальной области, создавая асимметрию плотности между газом на ведущей и ведомой стороне планеты. [12] [3] Миграция типа III применяется к дискам, которые относительно массивны, и к планетам, которые могут открывать только частичные промежутки в газовом диске. [3] [12] [17] Предыдущие интерпретации связывали миграцию типа III с потоком газа по орбите планеты в направлении, противоположном радиальному движению планеты, создавая положительную обратную связь. [17] Быстрая внешняя миграция может также происходить временно, доставляя планеты-гиганты на далекие орбиты, если последующая миграция II типа неэффективна для возвращения планет назад. [19]

Гравитационное рассеяние

Другим возможным механизмом, который может перемещать планеты по большим орбитальным радиусам, является гравитационное рассеяние более крупными планетами или, в протопланетном диске, гравитационное рассеяние избыточной плотностью жидкости в диске. [20] В случае Солнечной системы Уран и Нептун могли быть гравитационно рассеяны на более крупные орбиты из-за близких сближений с Юпитером и/или Сатурном. [21] [22] Системы экзопланет могут подвергаться аналогичным динамическим нестабильностям после рассеивания газового диска, что изменяет их орбиты и в некоторых случаях приводит к выбросу планет или их столкновению со звездой.

Планеты, рассеянные гравитацией, могут оказаться на сильно эксцентричных орбитах с перигелиями, близкими к звезде, что позволяет изменять их орбиты приливами, которые они поднимают на звезде. Эксцентриситеты и наклоны этих планет также возбуждаются во время этих столкновений, что дает одно из возможных объяснений наблюдаемого распределения эксцентриситета близко вращающихся экзопланет. [23] Получающиеся системы часто находятся вблизи пределов устойчивости. [24] Как и в модели Ниццы, системы экзопланет с внешним диском планетезималей также могут подвергаться динамической нестабильности после резонансных пересечений во время миграции, вызванной планетезималями. Эксцентриситеты и наклоны планет на далеких орбитах могут быть демпфированы динамическим трением с планетезималями, при этом конечные значения зависят от относительных масс диска и планет, которые имели гравитационные столкновения. [25]

Приливная миграция

Приливы между звездой и планетой изменяют большую полуось и эксцентриситет орбиты планеты. Если планета вращается очень близко к своей звезде, прилив планеты поднимает выпуклость на звезде. Если период вращения звезды больше, чем период обращения планеты, местоположение выпуклости отстает от линии между планетой и центром звезды, создавая крутящий момент между планетой и звездой. В результате планета теряет угловой момент, и ее большая полуось уменьшается со временем.

Если планета находится на эксцентрической орбите, сила прилива сильнее, когда она находится вблизи перигелия. Планета замедляется больше всего, когда она находится вблизи перигелия, заставляя ее афелий уменьшаться быстрее, чем ее перигелий, уменьшая ее эксцентриситет. В отличие от миграции диска, которая длится несколько миллионов лет, пока газ не рассеется, приливная миграция продолжается миллиарды лет. Приливная эволюция близких планет создает полуоси, как правило, вдвое меньшие, чем они были в то время, когда газовая туманность рассеялась. [26]

Циклы Козаи и приливное трение

Планетарная орбита, наклоненная относительно плоскости двойной звезды, может сжиматься из-за комбинации циклов Козаи и приливного трения . Взаимодействия с более далекой звездой заставляют орбиту планеты претерпевать обмен эксцентриситетом и наклоном из-за механизма Козаи. Этот процесс может увеличить эксцентриситет планеты и понизить ее перигелий достаточно, чтобы создать сильные приливы между планетой и звездой, увеличивая. Когда она находится вблизи звезды, планета теряет угловой момент, что приводит к сжатию ее орбиты.

Эксцентриситет и наклон планеты циклически повторяются, замедляя эволюцию большой полуоси планеты. [27] Если орбита планеты сжимается достаточно, чтобы вывести ее из-под влияния далекой звезды, циклы Козаи заканчиваются. Затем ее орбита будет сжиматься быстрее, поскольку она приливно-отливно закругляется. Орбита планеты также может стать ретроградной из-за этого процесса. Циклы Козаи также могут происходить в системе с двумя планетами, которые имеют разные наклоны из-за гравитационного рассеяния между планетами, и могут привести к появлению планет с ретроградными орбитами. [28] [29]

Миграция, вызванная планетезималями

Орбита планеты может измениться из-за гравитационных столкновений с большим количеством планетезималей. Миграция, вызванная планетезималями, является результатом накопления передач углового момента во время столкновений между планетезималями и планетой. Для отдельных столкновений величина обмененного углового момента и направление изменения орбиты планеты зависят от геометрии столкновения. Для большого количества столкновений направление миграции планеты зависит от среднего углового момента планетезималей относительно планеты. Если он выше, например, диск за пределами орбиты планеты, планета мигрирует наружу, если он ниже, планета мигрирует внутрь. Миграция планеты, начинающаяся с углового момента, аналогичного диску, зависит от потенциальных стоков и источников планетезималей. [30]

Для системы с одной планетой планетезимали могут быть потеряны (сток) только из-за их выброса, что заставит планету мигрировать внутрь. В системах с несколькими планетами другие планеты могут действовать как стоки или источники. Планетезимали могут быть удалены из-под влияния планеты после встречи с соседней планетой или переданы под влияние этой планеты. Эти взаимодействия приводят к тому, что орбиты планеты расходятся, поскольку внешняя планета стремится удалить планетезимали с большим импульсом из-под влияния внутренней планеты или добавить планетезимали с меньшим угловым моментом, и наоборот. Резонансы планеты, где эксцентриситеты планетезималей накачиваются до тех пор, пока они не пересекутся с планетой, также действуют как источник. Наконец, миграция планеты действует как сток и источник новых планетезималей, создавая положительную обратную связь, которая стремится продолжить ее миграцию в первоначальном направлении. [30]

Миграция, вызванная планетезималями, может быть ослаблена, если планетезимали теряются в различных стоках быстрее, чем новые встречаются из-за ее источников. Она может поддерживаться, если новые планетезимали попадают под ее влияние быстрее, чем теряются. Если поддерживаемая миграция обусловлена ​​только ее миграцией, она называется неконтролируемой миграцией. Если она обусловлена ​​потерей планетезималей из-за влияния другой планеты, она называется вынужденной миграцией. [30] Для одной планеты, вращающейся в планетезимальном диске, более короткие временные масштабы встреч с планетезималями с более короткими периодами орбит приводят к более частым встречам с планетезималями с меньшим угловым моментом и внутренней миграции планеты. [31] Однако миграция, вызванная планетезималями в газовом диске, может быть направлена ​​наружу для определенного диапазона размеров планетезималей из-за удаления планетезималей с более коротким периодом из-за сопротивления газа. [32]

Резонансный захват

Миграция планет может привести к захвату планет в резонансы и цепочки резонансов, если их орбиты сходятся. Орбиты планет могут сходиться, если миграция внутренней планеты останавливается на внутреннем крае газового диска, что приводит к системе тесно вращающихся внутренних планет; [33] или если миграция останавливается в зоне конвергенции, где крутящие моменты, управляющие миграцией типа I, отменяются, например, вблизи линии льда, в цепочке более удаленных планет. [34]

Гравитационные столкновения также могут привести к захвату планет со значительными эксцентриситетами в резонансах. [35] В гипотезе гранд-так миграция Юпитера останавливается и обращается вспять, когда он захватывает Сатурн во внешнем резонансе. [36] Остановка миграции Юпитера и Сатурна и захват Урана и Нептуна в дальнейших резонансах могли предотвратить образование компактной системы суперземель, подобной многим из тех, что обнаружил Кеплер. [37] Внешняя миграция планет также может привести к захвату планетезималей в резонансе с внешней планетой; например, резонансные транснептуновые объекты в поясе Койпера. [38]

Хотя ожидается, что планетарная миграция приведет к системам с цепочками резонансных планет, большинство экзопланет не находятся в резонансах. Резонансные цепи могут быть нарушены гравитационной нестабильностью после рассеивания газового диска. [39] Взаимодействия с оставшимися планетезималями могут нарушить резонансы планет с малой массой, оставив их на орбитах немного за пределами резонанса. [40] Приливные взаимодействия со звездой, турбулентность в диске и взаимодействия с кильватерным следом другой планеты также могут нарушить резонансы. [41] Захвата резонанса можно избежать для планет меньше Нептуна с эксцентрическими орбитами. [42]

В Солнечной системе

Моделирование, показывающее внешние планеты и пояс Койпера: (a) До резонанса Юпитера/Сатурна 2:1. (b) Рассеивание объектов пояса Койпера в Солнечную систему после смещения орбиты Нептуна. (c) После выброса тел пояса Койпера Юпитером [22]

Миграция внешних планет — это сценарий, предложенный для объяснения некоторых орбитальных свойств тел в самых удаленных регионах Солнечной системы. [43] За пределами Нептуна Солнечная система продолжается в поясе Койпера , рассеянном диске и облаке Оорта , трех редких популяциях небольших ледяных тел, которые, как полагают, являются точками происхождения большинства наблюдаемых комет . На их расстоянии от Солнца аккреция была слишком медленной, чтобы позволить планетам сформироваться до того, как солнечная туманность рассеялась, поскольку первоначальный диск не имел достаточной плотности массы, чтобы объединиться в планету. Пояс Койпера находится на расстоянии от 30 до 55 а. е. от Солнца, в то время как более далекий рассеянный диск простирается более чем на 100 а. е., [43] а далекое облако Оорта начинается примерно на расстоянии 50 000 а. е. [44]

Согласно этому сценарию, пояс Койпера изначально был намного плотнее и ближе к Солнцу: он содержал миллионы планетезималей и имел внешний край примерно в 30 а. е., на современном расстоянии от Нептуна. После образования Солнечной системы орбиты всех гигантских планет продолжали медленно меняться под влиянием их взаимодействия с большим количеством оставшихся планетезималей. Спустя 500–600 миллионов лет (около 4 миллиардов лет назад) Юпитер и Сатурн расходящимся образом пересекли орбитальный резонанс 2:1 , в котором Сатурн совершал один оборот вокруг Солнца за каждые два оборота Юпитера. [43] Это резонансное пересечение увеличило эксцентриситеты Юпитера и Сатурна и дестабилизировало орбиты Урана и Нептуна. Последовали встречи между планетами, в результате которых Нептун пронесся мимо Урана и врезался в плотный пояс планетезималей. Планеты рассеяли большинство небольших ледяных тел внутрь, при этом сами двигаясь наружу. Эти планетезимали затем рассеивались от следующей планеты, с которой они сталкивались, аналогичным образом, перемещая орбиты планет наружу, в то время как они двигались внутрь. [45] Этот процесс продолжался до тех пор, пока планетезимали не взаимодействовали с Юпитером, чья огромная гравитация отправила их на высокоэллиптические орбиты или даже вытолкнула их прямо из Солнечной системы. Это заставило Юпитер немного сместиться внутрь. Этот сценарий рассеивания объясняет нынешнюю низкую массу транснептуновых популяций. В отличие от внешних планет, внутренние планеты, как полагают, не мигрировали значительно за время существования Солнечной системы, потому что их орбиты оставались стабильными после периода гигантских столкновений . [46]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Эрколано, Б.; Паскуччи, И. (2017). «Рассеивание планетообразующих дисков: теория противостоит наблюдениям». Royal Society Open Science . 4 (2): 170114. arXiv : 1704.00214 . Bibcode :2017RSOS....470114E. doi :10.1098/rsos.170114. PMC  5414277 . PMID  28484640.
  2. ^ D'Angelo, G.; Lissauer, JJ (2018). «Формирование гигантских планет». В Deeg H., Belmonte J. (ред.). Справочник по экзопланетам . Springer International Publishing AG, часть Springer Nature. стр. 2319–2343. arXiv : 1806.05649 . Bibcode :2018haex.bookE.140D. doi :10.1007/978-3-319-55333-7_140. ISBN 978-3-319-55332-0. S2CID  116913980.
  3. ^ abcd Lubow, SH; Ida, S. (2011). «Миграция планет». В Seager, S. (ред.). Экзопланеты . Издательство Аризонского университета, Тусон, AZ. С. 347–371. arXiv : 1004.4137 . Bibcode :2010exop.book..347L.
  4. ^ Paardekooper, S.-J.; Mellema, G. (2006). «Остановка миграции планет типа I в неизотермических дисках». Астрономия и астрофизика . 459 (1): L17–L20. arXiv : astro-ph/0608658 . Bibcode : 2006A&A...459L..17P. doi : 10.1051/0004-6361:20066304. S2CID  15363298.
  5. ^ Брассер, Р.; Битч, Б.; Мацумура, С. (2017). «Спасение суперземель: взаимодействие между аккрецией галечника и миграцией типа I». The Astronomical Journal . 153 (5): 222. arXiv : 1704.01962 . Bibcode : 2017AJ....153..222B. doi : 10.3847/1538-3881/aa6ba3 . S2CID  119065760.
  6. ^ abcde D'Angelo, G.; Lubow, SH (2010). "Трехмерные диско-планетные крутящие моменты в локально изотермическом диске". The Astrophysical Journal . 724 (1): 730–747. arXiv : 1009.4148 . Bibcode :2010ApJ...724..730D. doi :10.1088/0004-637X/724/1/730. S2CID  119204765.
  7. ^ Танака, Х.; Такеучи, Т.; Уорд, В. Р. (2002). «Трехмерное взаимодействие между планетой и изотермическим газовым диском: I. Коротация и крутящие моменты Линдблада и миграция планет». The Astrophysical Journal . 565 (2): 1257–1274. Bibcode :2002ApJ...565.1257T. doi : 10.1086/324713 .
  8. ^ Лега, Э.; Морбиделли, А.; Битш, Б.; Крида, А.; Шуладьи, Дж. (2015). «Внешняя миграция планет в облученных звездами трехмерных дисках». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 452 (2): 1717–1726. arXiv : 1506.07348 . Bibcode : 2015MNRAS.452.1717L. doi : 10.1093/mnras/stv1385 . S2CID  119245398.
  9. ^ D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2016). "In-situ и ex-situ модели формирования планет Kepler 11". The Astrophysical Journal . 828 (1). id. 33 (32 стр.). arXiv : 1606.08088 . Bibcode :2016ApJ...828...33D. doi : 10.3847/0004-637X/828/1/33 . S2CID  119203398.
  10. ^ Бенитес-Льямбай, Пабло; Массе, Фредерик; Кенигсбергер, Глория ; Шулаги, Джудит (2015). «Нагрев планеты предотвращает внутреннюю миграцию планетарных ядер». Nature . 520 (7545): 63–65. arXiv : 1510.01778 . Bibcode :2015Natur.520...63B. doi :10.1038/nature14277. PMID  25832403. S2CID  4466971.
  11. ^ ab D'Angelo, G.; Kley, W.; Henning T. (2003). «Орбитальная миграция и массовая аккреция протопланет в трехмерных глобальных вычислениях с вложенными сетками». The Astrophysical Journal . 586 (1): 540–561. arXiv : astro-ph/0308055 . Bibcode :2003ApJ...586..540D. doi :10.1086/367555. S2CID  14484931.
  12. ^ abcdef D'Angelo, G.; Lubow, SH (2008). "Эволюция мигрирующих планет, подвергающихся газовой аккреции". The Astrophysical Journal . 685 (1): 560–583. arXiv : 0806.1771 . Bibcode : 2008ApJ...685..560D. doi : 10.1086/590904. S2CID  84978.
  13. ^ Армитидж, Филлип Дж. (2007). «Конспект лекций о формировании и ранней эволюции планетных систем». arXiv : astro-ph/0701485 . Bibcode :2007astro.ph..1485A. {{cite journal}}: Цитировать журнал требует |journal=( помощь )
  14. ^ Lubow, S.; D'Angelo, G. (2006). «Газовый поток через зазоры в протопланетных дисках». The Astrophysical Journal . 641 (1): 526–533. arXiv : astro-ph/0512292 . Bibcode : 2006ApJ...641..526L. doi : 10.1086/500356. S2CID  119541915.
  15. ^ Masset, FS; D'Angelo, G.; Kley, W. (2006). «О миграции протогигантских твердых ядер». The Astrophysical Journal . 652 (1): 730–745. arXiv : astro-ph/0607155 . Bibcode : 2006ApJ...652..730M. doi : 10.1086/507515. S2CID  17882737.
  16. ^ D'Angelo, Gennaro; Lubow, Stephen H.; Bate, Matthew R. (2006). «Эволюция гигантских планет в эксцентричных дисках». The Astrophysical Journal . 652 (2): 1698–1714. arXiv : astro-ph/0608355 . Bibcode : 2006ApJ...652.1698D. doi : 10.1086/508451. S2CID  53135965.
  17. ^ abcd Masset, FS; Papaloizou, JCB (2003). «Беглые миграции и образование горячих юпитеров». The Astrophysical Journal . 588 (1): 494–508. arXiv : astro-ph/0301171 . Bibcode : 2003ApJ...588..494M. doi : 10.1086/373892. S2CID  7483596.
  18. ^ ab D'Angelo, G.; Bate, MRB; Lubow, SH (2005). "Зависимость скоростей миграции протопланет от коорбитальных моментов". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 358 (2): 316–332. arXiv : astro-ph/0411705 . Bibcode : 2005MNRAS.358..316D. doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.08866.x . S2CID  14640974.
  19. ^ Pierens, A.; Raymond, SN (2016). «Миграция аккрецирующих планет в радиационных дисках из-за динамических моментов». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 462 (4): 4130–4140. arXiv : 1608.08756 . Bibcode : 2016MNRAS.462.4130P. doi : 10.1093/mnras/stw1904 . S2CID  119225370.
  20. ^ R. Cloutier; MK. Lin (2013). «Орбитальная миграция гигантских планет, вызванная гравитационно нестабильными промежутками: влияние массы планеты». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 434 (1): 621–632. arXiv : 1306.2514 . Bibcode : 2013MNRAS.434..621C. doi : 10.1093/mnras/stt1047 . S2CID  118322844.
  21. ^ EW Thommes; MJ Duncan; HF Levison (2002). "Формирование Урана и Нептуна среди Юпитера и Сатурна". Astronomical Journal . 123 (5): 2862. arXiv : astro-ph/0111290 . Bibcode : 2002AJ....123.2862T. doi : 10.1086/339975. S2CID  17510705.
  22. ^ ab Gomes, R.; Levison, HF; Tsiganis, K.; Morbidelli, A. (2005). "Происхождение катаклизмического периода поздней тяжелой бомбардировки планет земной группы" (PDF) . Nature . 435 (7041): 466–469. Bibcode :2005Natur.435..466G. doi : 10.1038/nature03676 . PMID  15917802. S2CID  4398337. Архивировано (PDF) из оригинала 2011-05-25 . Получено 2008-06-08 .
  23. ^ Форд, Эрик Б.; Расио, Фредерик А. (2008). «Происхождение эксцентричных внесолнечных планет: проверка модели рассеяния планета-планета». The Astrophysical Journal . 686 (1): 621–636. arXiv : astro-ph/0703163 . Bibcode : 2008ApJ...686..621F. doi : 10.1086/590926. S2CID  15533202.
  24. ^ Raymond, Sean N.; Barnes, Rory; Veras, Dimitri; Armitage, Phillip J.; Gorelick, Noel; Greenberg, Richard (2009). «Planet-Planet Scattering Leads to Tightly Packed Planetary Systems». The Astrophysical Journal Letters . 696 (1): L98–L101. arXiv : 0903.4700 . Bibcode : 2009ApJ...696L..98R. doi : 10.1088/0004-637X/696/1/L98. S2CID  17590159.
  25. ^ Raymond, Sean N.; Armitage, Philip J.; Gorelick, Noel (2010). «Рассеяние планета-планета в планетезимальных дисках: II. Прогнозы для внешних внесолнечных планетных систем». The Astrophysical Journal . 711 (2): 772–795. arXiv : 1001.3409 . Bibcode :2010ApJ...711..772R. doi :10.1088/0004-637X/711/2/772. S2CID  118622630.
  26. ^ Джексон, Брайан; Гринберг, Ричард; Барнс, Рори (4 января 2008 г.). «Приливная эволюция близких внесолнечных планет». arXiv : 0801.0716 [astro-ph]. Представлено [для публикации] 4 января 2008 г.
  27. ^ Фабрицки, Дэниел; Тремейн, Скотт (2007). «Сжатие двойных и планетарных орбит циклами Козаи с приливным трением». The Astrophysical Journal . 669 (2): 1298–1315. arXiv : 0705.4285 . Bibcode : 2007ApJ...669.1298F. doi : 10.1086/521702. S2CID  12159532.
  28. ^ Наоз, Смадар; Фарр, Уилл М.; Литвик, Йорам; Расио, Фредерик А.; Тейссандье, Жан (2011). «Горячие юпитеры из вековых взаимодействий планета-планета». Nature . 473 (7346): 187–189. arXiv : 1011.2501 . Bibcode :2011Natur.473..187N. doi :10.1038/nature10076. PMID  21562558. S2CID  4424942.
  29. ^ Нагасава, М.; Ида, С.; Бессё, Т. (2008). «Формирование горячих планет путем сочетания рассеяния планет, приливной циркуляризации и механизма Кодзаи». The Astrophysical Journal . 678 (1): 498–508. arXiv : 0801.1368 . Bibcode :2008ApJ...678..498N. doi :10.1086/529369. S2CID  14210085.
  30. ^ abc Levison, HF; Morbidelli, A.; Gomes, R.; Backman, D. (2007). «Миграция планет в планетезимальных дисках» (PDF) . Protostars and Planets V . University of Arizona Press. стр. 669–684 . Получено 6 апреля 2017 г. .
  31. ^ Кирш, Дэвид Р.; Дункан, Мартин; Брассер, Рамон; Левисон, Гарольд Ф. (2009). «Моделирование миграции планет, вызванной рассеянием планетезималей». Icarus . 199 (1): 197–209. Bibcode :2009Icar..199..197K. doi :10.1016/j.icarus.2008.05.028.
  32. ^ Капобианко, Кристофер К.; Дункан, Мартин; Левисон, Гарольд Ф. (2011). «Миграция планет, вызванная планетезималями, в присутствии газового диска». Icarus . 211 (1): 819–831. arXiv : 1009.4525 . Bibcode :2011Icar..211..819C. doi :10.1016/j.icarus.2010.09.001. S2CID  118583564.
  33. ^ Коссу, Кристоф; Рэймонд, Шон Н.; Эрсант, Франк; Пиренс, Арно (2014). «Горячие суперземли и ядра гигантских планет из разных историй миграции». Астрономия и астрофизика . 569 : A56. arXiv : 1407.6011 . Bibcode : 2014A&A...569A..56C. doi : 10.1051/0004-6361/201424157. S2CID  118845477.
  34. ^ Коссу, К.; Рэймонд, С. Н.; Пиренс, А. (2013). «Зоны конвергенции для миграции типа I: внутренний сдвиг для систем с несколькими планетами». Астрономия и астрофизика . 553 : L2. arXiv : 1302.2627 . Bibcode : 2013A&A...553L...2C. doi : 10.1051/0004-6361/201220853. S2CID  67764633.
  35. ^ Raymond, Sean N.; Barnes, Rory; Armitage, Philip J.; Gorelick, Noel (2008). "Mean motion Resonances from planet-planet scattering". The Astrophysical Journal Letters . 687 (2): L107. arXiv : 0809.3449 . Bibcode : 2008ApJ...687L.107R. doi : 10.1086/593301. S2CID  13063710.
  36. ^ Уолш, Кевин Дж.; Морбиделли, Алессандро; Рэймонд, Шон Н.; О'Брайен, Дэвид П.; Манделл, Ави М. (2011). «Низкая масса Марса из-за ранней миграции Юпитера под воздействием газа». Nature . 475 (7355): 206–209. arXiv : 1201.5177 . Bibcode :2011Natur.475..206W. doi :10.1038/nature10201. PMID  21642961. S2CID  4431823.
  37. ^ Изидоро, Андре; Рэймонд, Шон Н.; Морбиделли, Алессандро; Эрсант, Франк; Пиренс, Арно (2015). «Газовые гигантские планеты как динамические барьеры для мигрирующих внутрь суперземель». Astrophysical Journal Letters . 800 (2): L22. arXiv : 1501.06308 . Bibcode : 2015ApJ...800L..22I. doi : 10.1088/2041-8205/800/2/L22. S2CID  118380596.
  38. ^ Малхотра, Рену (1995). «Происхождение орбиты Плутона: последствия для Солнечной системы за пределами Нептуна». Astronomical Journal . 110 : 420. arXiv : astro-ph/9504036 . Bibcode : 1995AJ....110..420M. doi : 10.1086/117532. S2CID  10622344.
  39. ^ Изидоро, Андре; Огихара, Масахиро; Рэймонд, Шон Н.; Морбиделли, Алессандро; Пиренс, Арно; Битш, Бертрам; Коссу, Кристоф; Херсант, Франк (2017). «Разрыв цепей: горячие суперземельные системы от миграции и разрушения компактных резонансных цепей». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 470 (2): 1750–1770. arXiv : 1703.03634 . Bibcode : 2017MNRAS.470.1750I. doi : 10.1093/mnras/stx1232 . S2CID  119493483.
  40. ^ Чаттерджи, Соурав; Форд, Эрик Б. (2015). «Взаимодействия планетезималей могут объяснить загадочные соотношения периодов малых околорезонансных планет». The Astrophysical Journal . 803 (1): 33. arXiv : 1406.0521 . Bibcode :2015ApJ...803...33C. doi :10.1088/0004-637X/803/1/33. S2CID  118411464.
  41. ^ Baruteau, C.; Crida, A.; Paardekooper, S.-M.; Masset, F.; Guilet, J.; Bitsch, B.; Nelson, R.; Kley, W.; Papaloizou, J. (2014). «Взаимодействие планет и дисков и ранняя эволюция планетных систем». Протозвезды и планеты VI . Издательство Университета Аризоны. С. 667–689. arXiv : 1312.4293 . Bibcode : 2014prpl.conf..667B. doi : 10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch029. ISBN 9780816531240. S2CID  67790867.
  42. ^ Пан, Маргарет; Шлихтинг, Хильке Э. (2017). «Избегание резонансного захвата в многопланетных внесолнечных системах». arXiv : 1704.07836 [astro-ph.EP].
  43. ^ abc Левисон, Гарольд Ф.; Морбиделли, Алессандро; ван Лаерховен, Криста; и др. (2007). «Происхождение структуры пояса Койпера во время динамической нестабильности орбит Урана и Нептуна». Икар . 196 (1): 258. arXiv : 0712.0553 . Бибкод : 2008Icar..196..258L. дои : 10.1016/j.icarus.2007.11.035. S2CID  7035885.
  44. ^ Алессандро Морбиделли (2005). «Происхождение и динамическая эволюция комет и их резервуаров». arXiv : astro-ph/0512256 .
  45. ^ Тейлор, Г. Джеффри (21 августа 2001 г.). «Уран, Нептун и горы Луны». Планетарные научные исследования . Гавайский институт геофизики и планетологии. Архивировано из оригинала 22 октября 2018 г. Получено 1 февраля 2008 г.
  46. ^ Lin, Douglas NC (май 2008). "The Chaotic Genesis of Planets" . Scientific American . Vol. 298, no. 5. pp. 50–59. Bibcode :2008SciAm.298e..50C. PMID  18444325. Архивировано из оригинала 2008-11-19 . Получено 2008-06-08 .

Ссылки