stringtranslate.com

Планетарная миграция

Планетарная миграция происходит, когда планета или другое тело, находящееся на орбите вокруг звезды, взаимодействует с газовым диском или планетезималями , что приводит к изменению параметров ее орбиты, особенно ее большой полуоси . Планетарная миграция является наиболее вероятным объяснением появления горячих юпитеров ( экзопланет с массой Юпитера, но с орбитой всего несколько дней). Общепринятая теория образования планет из протопланетного диска предсказывает, что такие планеты не могут образоваться так близко к своим звездам, поскольку при таких малых радиусах масса недостаточна, а температура слишком высока, чтобы позволить образование каменистых или ледяных планетезималей.

Также стало ясно, что планеты земной массы могут быть подвержены быстрой внутренней миграции, если они формируются в то время , когда газовый диск все еще существует. Это может повлиять на формирование ядер планет-гигантов (масса которых составляет от 10 до 1000 масс Земли), если эти планеты формируются по механизму аккреции ядра .

Типы дисков

Газовый диск

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

Планезимальный диск

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

Виды миграции

Существует много различных механизмов, с помощью которых могут мигрировать орбиты планет, которые описаны ниже как дисковая миграция ( миграция типа I , миграция типа II или миграция типа III ), приливная миграция, миграция, вызванная планетезималями , гравитационное рассеяние и циклы Козаи и приливное трение . Этот список типов не является исчерпывающим и окончательным: в зависимости от того, что наиболее удобно для того или иного типа исследования, разные исследователи различают 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 обратно. По мере того, как потеря или перемещение материала на диске меняет обстоятельства, один механизм миграции уступит место другому механизму, а возможно, и вовсе ни одному из них. Если не существует последующего механизма, миграция (в основном) прекращается, и звездная система становится (в основном) стабильной.

Миграция диска

Миграция диска возникает из-за гравитационной силы, оказываемой достаточно массивным телом, внедренным в диск, на окружающий его газ, что нарушает распределение его плотности. Согласно принципу реакции классической механики , газ оказывает на тело равную и противоположную гравитационную силу, которую также можно выразить как крутящий момент . Этот крутящий момент изменяет угловой момент орбиты планеты, что приводит к изменению большой полуоси и других элементов орбиты. Увеличение со временем большой полуоси приводит к миграции наружу , т. е. от звезды, тогда как противоположное поведение приводит к миграции внутрь .

Выделяют три подтипа миграции диска: типы I, II и III. Нумерация не предназначена для обозначения последовательности или этапов.

Миграция типа I

Малые планеты подвергаются миграции диска типа I , вызванной крутящими 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 оказывает больший крутящий момент, чем внутренняя волна, заставляя планету терять угловой момент и, следовательно, мигрировать к звезде. Скорость миграции из-за этих крутящих моментов пропорциональна массе планеты и местной плотности газа и приводит к тому, что временные рамки миграции, как правило, короткие по сравнению с временем жизни газового диска в миллион лет. [3] Дополнительные моменты совместного вращения также возникают из-за обращения газа по орбите с периодом, аналогичным периоду вращения планеты. В системе отсчета, прикрепленной к планете, этот газ движется по подковообразным орбитам , меняя направление, когда он приближается к планете спереди или сзади. Реверсивный курс газа перед планетой берет свое начало от большей полуоси и может быть холоднее и плотнее, чем реверсивный курс газа позади планеты. Это может привести к образованию области избыточной плотности перед планетой и меньшей плотности позади планеты, что приведет к увеличению углового момента планеты. [4] [5]

Масса планеты, для которой миграцию можно приблизить 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 обычно превосходят крутящие моменты Линдблада . [7] [6] Области внешней миграции могут существовать для некоторых диапазонов планетарных масс и условий диска как в локальных изотермических, так и в неизотермических дисках. [6] [8] Местоположение этих областей может меняться в ходе эволюции диска, а в локально-изотермическом случае ограничивается областями с большими радиальными градиентами плотности и/или температуры на нескольких уровнях шкалы давления. Было показано, что миграция типа I в локальном изотермическом диске совместима с формированием и долгосрочной эволюцией некоторых из наблюдаемых планет Кеплера . [9] Быстрая аккреция твердого материала на планете также может вызвать «нагревательный момент», который заставляет планету набирать угловой момент. [10]

Миграция типа II

Планета, достаточно массивная, чтобы образовать разрыв в газовом диске, подвергается режиму, называемому миграцией диска типа II . Когда масса возмущающей планеты достаточно велика, приливный момент, который она оказывает на газ, передает угловой момент газу за пределы орбиты планеты и действует наоборот внутри планеты, тем самым отталкивая газ со всей орбиты. В режиме типа I вязкостные моменты могут эффективно противодействовать этому эффекту за счет пополнения запасов газа и сглаживания резких градиентов плотности. Но когда крутящие моменты становятся достаточно сильными, чтобы преодолеть вязкие моменты вблизи орбиты планеты, создается кольцевой зазор с меньшей плотностью. Глубина этой щели зависит от температуры и вязкости газа, а также от массы планеты. В простом сценарии, в котором газ не пересекает зазор, миграция планеты следует за вязкой эволюцией газа диска. Во внутреннем диске планета движется по спирали внутрь вязкой шкалы времени, следуя за аккрецией газа на звезду. В этом случае скорость миграции обычно ниже, чем была бы миграция планеты в режиме типа I. Однако во внешнем диске миграция может быть направлена ​​наружу, если диск вязко расширяется. Ожидается, что планета массы Юпитера в типичном протопланетном диске будет подвергаться миграции примерно со скоростью Типа II, при этом переход от Типа I к Типу II происходит примерно с массой Сатурна, когда открывается частичный разрыв. [11] [12]

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

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

Миграция диска типа III

Миграция диска типа III применяется к довольно экстремальным случаям диска/планеты и характеризуется чрезвычайно короткими временными рамками миграции. [17] [18] [12] Хотя уровень миграции иногда называют «безудержной миграцией», уровень миграции не обязательно увеличивается с течением времени. [17] [18] Миграция типа III обусловлена ​​коорбитальными моментами газа, захваченными в либрационных регионах планеты , и начальным, относительно быстрым, планетарным радиальным движением. Радиальное движение планеты вытесняет газ в ее соорбитальной области, создавая асимметрию плотности между газом на передней и задней стороне планеты. [12] [3] Миграция типа III применима к дискам, которые относительно массивны, а также 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 петлю положительной обратной связи. [17] Быстрая миграция наружу может также происходить временно, доставляя планеты-гиганты на далекие орбиты, если более поздняя миграция Типа II окажется неэффективной для возвращения планет. [19]

Гравитационное рассеяние

Другой возможный механизм, который может перемещать планеты на большие радиусы орбит, - это гравитационное рассеяние на более крупных планетах или, в протопланетном диске, гравитационное рассеяние на сверхплотностях жидкости диска. [20] В случае Солнечной системы Уран и Нептун могли быть гравитационно рассеяны на более крупные орбиты в результате близких сближений с Юпитером и/или Сатурном. [21] [22] Системы экзопланет могут подвергаться аналогичной динамической нестабильности после распада газового диска, что изменяет их орбиты и в некоторых случаях приводит к выбросу планет или столкновению со звездой.

Планеты, рассеянные гравитацией, могут оказаться на сильно эксцентричных орбитах с перигелиями, близкими к звезде, что позволяет изменять их орбиты под воздействием приливов, которые они вызывают на звезде. Эксцентриситет и наклон 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 наклонения планет на далеких орбитах могут демпфироваться динамическим трением с планетезималями с конечными значениями, зависящими от относительных масс диска и планет, имевших 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, положение 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 со временем уменьшается.

Если планета находится на эксцентричной орбите, сила прилива сильнее, когда она находится вблизи перигелия. Планета замедляется больше всего, когда находится вблизи перигелия, в результате чего ее афелий уменьшается быстрее, чем перигелий, уменьшая ее эксцентриситет. В отличие от дисковой миграции, которая длится несколько миллионов лет, пока газ не рассеется, приливная миграция продолжается миллиарды лет. Приливная эволюция близких планет приводит к образованию больших полуосей, которые обычно вдвое меньше, чем они были в то время, когда газовая туманность очистилась. [26]

Циклы Кодзай и приливное трение

Планетарная орбита, наклоненная относительно плоскости двойной звезды, может сжиматься из-за сочетания циклов Козаи и приливного трения . Взаимодействия с более отдаленной звездой приводят к тому, что орбита планеты подвергается смене эксцентриситета и наклонения из-за механизма Козаи. Этот процесс может увеличить эксцентриситет планеты и понизить ее перигелий настолько, что возникнут сильные приливы между планетами и звездами. Находясь рядом со звездой, планета теряет угловой момент, в результате чего ее орбита сжимается.

Неоднократные циклы эксцентриситета и наклона планеты замедляют эволюцию большой полуоси планеты. [27] Если орбита планеты сжимается достаточно, чтобы вывести ее из-под влияния далекой звезды, циклы Кодзай заканчиваются. Затем его орбита будет сокращаться быстрее, поскольку она станет приливно-круглой. Орбита планеты также может стать ретроградной из-за этого процесса. Циклы Козаи также могут возникать в системе с двумя планетами, имеющими разный наклон из-за гравитационного рассеяния между планетами, и могут привести к образованию 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 передачи углового момента во время встреч планетезималей с планетой. При отдельных столкновениях величина обмененного углового момента и направление изменения орбиты планеты зависят от геометрии столкновения. При большом числе встреч направление миграции планеты зависит от среднего момента импульса планетезималей относительно планеты. Если он выше, например диск вне орбиты планеты, планета мигрирует наружу, если ниже, планета мигрирует внутрь. Миграция планеты, начинающаяся с того же углового момента, что и диск, зависит от потенциальных поглотителей и источников планетезималей. [30]

В одной планетной системе планетезимали могут потеряться (поглотиться) только из-за их выброса, что приведет к миграции планеты внутрь. В многопланетных системах другие планеты могут действовать как поглотители или источники. Планетезимали можно вывести из-под влияния планеты после встречи с соседней планетой или передать под влияние этой планеты. Эти взаимодействия приводят к расхождению орбит планеты, поскольку внешняя планета имеет тенденцию удалять планетезимали с большим импульсом из-под влияния внутренней планеты или добавлять планетезимали с меньшим угловым моментом, и наоборот. Источником также выступают резонансы планеты, при которых эксцентриситеты планетезималей накачиваются до момента их пересечения с планетой. Наконец, миграция планеты действует как сток и источник новых планетезималей, создавая положительную обратную связь, которая имеет тенденцию продолжать миграцию в исходном направлении. [30]

Миграцию, вызванную планетезималями, можно замедлить, если планетезимали теряются в различных стоках быстрее, чем появляются новые из-за их источников. Оно может сохраниться, если новые планетезимали войдут в его влияние быстрее, чем исчезнут. Если устойчивая миграция обусловлена ​​только миграцией, ее называют беглой миграцией. Если это происходит из-за потери планетезималей из-за влияния другой планеты, это называется вынужденной миграцией . планетезимали с меньшим угловым моментом и внутренней миграцией планеты. [31] Однако миграция в газовом диске, вызванная планетезималями, 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 сойдутся. Орбиты планет могут сойтись, если миграция внутренней планеты будет остановлена ​​на внутреннем крае газового диска, в результате чего образуется система тесно вращающихся внутренних планет; [33] или если миграция остановлена ​​в зоне конвергенции, где моменты, вызывающие миграцию типа I, нейтрализуются, например, вблизи линии льда, в цепочке более удаленных планет. [34]

Гравитационные столкновения также могут привести к захвату в резонансы планет со значительными эксцентриситетами. [35] Согласно большой гипотезе, миграция Юпитера останавливается и поворачивается вспять, когда он захватывает Сатурн во внешнем резонансе. [36] Остановка миграции Юпитера и Сатурна и захват Урана и Нептуна в дальнейших резонансах, возможно, предотвратили образование компактной системы суперземель, подобной многим из тех, что были обнаружены Кеплером. [37] Миграция планет наружу может также привести к захвату планетезималей, находящихся в резонансе с внешней планетой; например, резонансные транснептуновые объекты в поясе Койпера. [38]

Хотя ожидается, что планетарная миграция приведет к образованию систем с цепочками резонансных планет, большинство экзопланет не находятся в резонансе. Резонансные цепочки могут быть разорваны гравитационной нестабильностью после того, как газовый диск рассеется. [39] Взаимодействие с оставшимися планетезималями может нарушить резонанс планет с малой массой, оставив их на орбитах немного за пределами резонанса. [40] Приливные взаимодействия со звездой, турбулентность в диске и взаимодействие со следом другой планеты также могут нарушить резонансы. [41] Резонансного захвата можно было бы избежать для планет меньше Нептуна с эксцентричными орбитами. [42]

В Солнечной системе

Моделирование, показывающее внешние планеты и пояс Койпера: (а) До резонанса Юпитер/Сатурн 2:1. (б) Рассеяние объектов пояса Койпера в Солнечной системе после смещения орбиты Нептуна. (в) После выброса Юпитером тел пояса Койпера [22]

Миграция внешних планет — это сценарий, предложенный для объяснения некоторых орбитальных свойств тел в самых отдаленных регионах Солнечной системы. [43] За Нептуном Солнечная система продолжается поясом Койпера , рассеянным диском и облаком Оорта , тремя редкими популяциями небольших ледяных тел, которые считаются точками происхождения большинства наблюдаемых комет . На расстоянии от Солнца аккреция была слишком медленной, чтобы позволить планетам сформироваться до того, как солнечная туманность рассеялась, потому что первоначальному диску не хватало плотности массы, чтобы консолидироваться в планету. Пояс Койпера расположен на расстоянии от 30 до 55 а.е. от Солнца, тогда как дальний рассеянный диск простирается на расстояние более 100 а.е. [43] , а отдаленное 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 на 30 а.е., нынешнем расстоянии от Нептуна. После образования Солнечной системы орбиты всех планет-гигантов продолжали медленно меняться под влиянием их взаимодействия с большим количеством сохранившихся планетезималей. Через 500–600 миллионов лет (около 4 миллиардов лет назад) Юпитер и Сатурн в дивергенции пересекли орбитальный резонанс 2:1 , при котором Сатурн вращался вокруг Солнца один раз за каждые два оборота Юпитера. [43] Это резонансное пересечение увеличило эксцентриситеты Юпитера и Сатурна и дестабилизировало орбиты Урана и Нептуна. Последовали столкновения между планетами, в результате которых Нептун пролетел мимо Урана и врезался в плотный планетезимальный пояс. Планеты разбросали большую часть небольших ледяных тел внутрь, а сами двинулись наружу. Затем эти планетезимали разлетелись по следующей планете, с которой они столкнулись, аналогичным образом, перемещая орбиты планет наружу, а сами - внутрь. [45] Этот процесс продолжался до тех пор, пока планетезимали не взаимодействовали с Юпитером, чья огромная гравитация отправила их на высокоэллиптические орбиты или даже выбросила их прямо из Солнечной системы. Это заставило Юпитер немного сдвинуться внутрь. Этот сценарий рассеяния объясняет нынешнюю низкую массу транснептуновых популяций. В отличие от внешних планет, внутренние планеты, как полагают, не подвергались значительной миграции за время существования Солнечной системы, поскольку их орбиты оставались стабильными после периода гигантских столкновений . [46]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Эрколано, Б.; Паскуччи, И. (2017). «Распространение планетообразующих дисков: теория противостоит наблюдениям». Королевское общество открытой науки . 4 (2): 170114. arXiv : 1704.00214 . Бибкод : 2017RSOS....470114E. дои : 10.1098/rsos.170114. ПМЦ  5414277 . ПМИД  28484640.
  2. ^ Д'Анджело, Г.; Лиссауэр, Джей Джей (2018). «Образование планет-гигантов». В Диг Х., Бельмонте Дж. (ред.). Справочник экзопланет . Springer International Publishing AG, часть Springer Nature. стр. 2319–2343. arXiv : 1806.05649 . Бибкод : 2018haex.bookE.140D. дои : 10.1007/978-3-319-55333-7_140. ISBN 978-3-319-55332-0. S2CID  116913980.
  3. ^ abcd Любовь, SH; Ида, С. (2011). «Миграция планеты». В Сигере, С. (ред.). Экзопланеты . Университет Аризоны Пресс, Тусон, Аризона. стр. 347–371. arXiv : 1004.4137 . Бибкод : 2010exop.book..347L.
  4. ^ Паардекупер, С.-Дж.; Меллема, Г. (2006). «Остановка миграции планет типа I в неизотермических дисках». Астрономия и астрофизика . 459 (1): Л17–Л20. arXiv : astro-ph/0608658 . Бибкод : 2006A&A...459L..17P. дои : 10.1051/0004-6361:20066304. S2CID  15363298.
  5. ^ Брассер, Р.; Битч, Б.; Мацумура, С. (2017). «Спасение суперземли: взаимодействие между нарастанием гальки и миграцией типа I». Астрономический журнал . 153 (5): 222. arXiv : 1704.01962 . Бибкод : 2017AJ....153..222B. дои : 10.3847/1538-3881/aa6ba3 . S2CID  119065760.
  6. ^ abcde Д'Анджело, Г.; Любовь, С.Х. (2010). «Трехмерные крутящие моменты диск-планета в локально изотермическом диске». Астрофизический журнал . 724 (1): 730–747. arXiv : 1009.4148 . Бибкод : 2010ApJ...724..730D. дои : 10.1088/0004-637X/724/1/730. S2CID  119204765.
  7. ^ Танака, Х.; Такеучи, Т.; Уорд, WR (2002). «Трехмерное взаимодействие между планетой и изотермическим газовым диском: I. Коротация, крутящие моменты Линдблада и миграция планет». Астрофизический журнал . 565 (2): 1257–1274. Бибкод : 2002ApJ...565.1257T. дои : 10.1086/324713 .
  8. ^ Лега, Э.; Морбиделли, А.; Битч, Б.; Крида, А.; Суладьи, Дж. (2015). «Внешняя миграция планет в облученных звездами трехмерных дисках». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 452 (2): 1717–1726. arXiv : 1506.07348 . Бибкод : 2015MNRAS.452.1717L. дои : 10.1093/mnras/stv1385. S2CID  119245398.
  9. ^ Д'Анджело, Г.; Боденхаймер, П. (2016). «Модели формирования планет Кеплер 11 in-situ и ex-situ». Астрофизический журнал . 828 (1). идентификатор. 33 (32 стр.). arXiv : 1606.08088 . Бибкод : 2016ApJ...828...33D. дои : 10.3847/0004-637X/828/1/33 . S2CID  119203398.
  10. ^ Бенитес-Лламбай, Пабло; Массе, Фредерик; Кенигсбергер, Глория ; Суладьи, Юдит (2015). «Нагрев планеты предотвращает внутреннюю миграцию планетных ядер». Природа . 520 (7545): 63–65. arXiv : 1510.01778 . Бибкод : 2015Natur.520...63B. дои : 10.1038/nature14277. PMID  25832403. S2CID  4466971.
  11. ^ аб Д'Анджело, Г.; Клей, В.; Хеннинг Т. (2003). «Орбитальная миграция и массовая аккреция протопланет в трехмерных глобальных расчетах с вложенными сетками». Астрофизический журнал . 586 (1): 540–561. arXiv : astro-ph/0308055 . Бибкод : 2003ApJ...586..540D. дои : 10.1086/367555. S2CID  14484931.
  12. ^ abcdef Д'Анджело, Г.; Любовь, С.Х. (2008). «Эволюция мигрирующих планет, подвергающихся газовой аккреции». Астрофизический журнал . 685 (1): 560–583. arXiv : 0806.1771 . Бибкод : 2008ApJ...685..560D. дои : 10.1086/590904. S2CID  84978.
  13. ^ Армитидж, Филипп Дж. (2007). «Конспект лекций по формированию и ранней эволюции планетных систем». arXiv : astro-ph/0701485 . Бибкод : 2007astro.ph..1485A. {{cite journal}}: Требуется цитировать журнал |journal=( помощь )
  14. ^ Любовь, С.; Д'Анджело, Г. (2006). «Течение газа через щели в протопланетных дисках». Астрофизический журнал . 641 (1): 526–533. arXiv : astro-ph/0512292 . Бибкод : 2006ApJ...641..526L. дои : 10.1086/500356. S2CID  119541915.
  15. ^ Массет, Ф.С.; Д'Анджело, Дж.; Клей, В. (2006). «О миграции протогигантских твердых ядер». Астрофизический журнал . 652 (1): 730–745. arXiv : astro-ph/0607155 . Бибкод : 2006ApJ...652..730M. дои : 10.1086/507515. S2CID  17882737.
  16. ^ Д'Анджело, Дженнаро; Любов, Стивен Х.; Бейт, Мэтью Р. (2006). «Эволюция планет-гигантов в эксцентрических дисках». Астрофизический журнал . 652 (2): 1698–1714. arXiv : astro-ph/0608355 . Бибкод : 2006ApJ...652.1698D. дои : 10.1086/508451. S2CID  53135965.
  17. ^ abcd Массет, FS; Папалоизу, JCB (2003). «Беглая миграция и образование горячих Юпитеров». Астрофизический журнал . 588 (1): 494–508. arXiv : astro-ph/0301171 . Бибкод : 2003ApJ...588..494M. дои : 10.1086/373892. S2CID  7483596.
  18. ^ аб Д'Анджело, Г.; Бейт, MRB; Любовь, С.Х. (2005). «Зависимость скорости миграции протопланет от коорбитальных моментов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 358 (2): 316–332. arXiv : astro-ph/0411705 . Бибкод : 2005MNRAS.358..316D. дои : 10.1111/j.1365-2966.2005.08866.x. S2CID  14640974.
  19. ^ Пиренс, А.; Раймонд, С.Н. (2016). «Миграция аккрецирующих планет в радиационных дисках от динамических моментов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 462 (4): 4130–4140. arXiv : 1608.08756 . Бибкод : 2016MNRAS.462.4130P. doi : 10.1093/mnras/stw1904. S2CID  119225370.
  20. ^ Р. Клотье; МК. Лин (2013). «Орбитальная миграция планет-гигантов, вызванная гравитационно-неустойчивыми разрывами: влияние массы планеты». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 434 (1): 621–632. arXiv : 1306.2514 . Бибкод : 2013MNRAS.434..621C. doi : 10.1093/mnras/stt1047. S2CID  118322844.
  21. ^ Э. В. Томмс; М.Дж. Дункан; Х. Ф. Левисон (2002). «Формирование Урана и Нептуна среди Юпитера и Сатурна». Астрономический журнал . 123 (5): 2862. arXiv : astro-ph/0111290 . Бибкод : 2002AJ....123.2862T. дои : 10.1086/339975. S2CID  17510705.
  22. ^ аб Гомес, Р.; Левисон, ХФ; Цыганис, К.; Морбиделли, А. (2005). «Происхождение катастрофического периода поздней тяжелой бомбардировки планет земной группы» (PDF) . Природа . 435 (7041): 466–469. Бибкод : 2005Natur.435..466G. дои : 10.1038/nature03676 . PMID  15917802. S2CID  4398337. Архивировано (PDF) из оригинала 25 мая 2011 г. Проверено 8 июня 2008 г.
  23. ^ Форд, Эрик Б.; Расио, Фредерик А. (2008). «Происхождение эксцентрических внесолнечных планет: проверка модели рассеяния планет-планет». Астрофизический журнал . 686 (1): 621–636. arXiv : astro-ph/0703163 . Бибкод : 2008ApJ...686..621F. дои : 10.1086/590926. S2CID  15533202.
  24. ^ Раймонд, Шон Н.; Барнс, Рори; Верас, Дмитрий; Армитидж, Филип Дж.; Горелик, Ноэль; Гринберг, Ричард (2009). «Рассеяние планет-планет приводит к образованию плотно упакованных планетных систем». Письма астрофизического журнала . 696 (1): L98–L101. arXiv : 0903.4700 . Бибкод : 2009ApJ...696L..98R. дои : 10.1088/0004-637X/696/1/L98. S2CID  17590159.
  25. ^ Раймонд, Шон Н.; Армитидж, Филип Дж.; Горелик, Ноэль (2010). «Рассеяние планет в планетезимальных дисках: II. Прогнозы для внешних внесолнечных планетных систем». Астрофизический журнал . 711 (2): 772–795. arXiv : 1001.3409 . Бибкод : 2010ApJ...711..772R. дои : 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 [астроф-ф]. Представлено [для публикации] 4 января 2008 г.
  27. ^ Фабрики, Дэниел; Тремейн, Скотт (2007). «Сокращение бинарных и планетарных орбит циклами Козаи с приливным трением». Астрофизический журнал . 669 (2): 1298–1315. arXiv : 0705.4285 . Бибкод : 2007ApJ...669.1298F. дои : 10.1086/521702. S2CID  12159532.
  28. ^ Наоз, Смадар; Фарр, Уилл М.; Литвик, Йорам; Расио, Фредерик А.; Тейсандье, Жан (2011). «Горячие Юпитеры от вековых взаимодействий между планетами». Природа . 473 (7346): 187–189. arXiv : 1011.2501 . Бибкод : 2011Natur.473..187N. дои : 10.1038/nature10076. PMID  21562558. S2CID  4424942.
  29. ^ Нагасава, М.; Ида, С.; Бесшо, Т. (2008). «Формирование горячих планет путем сочетания рассеяния планет, приливной циркуляции и механизма Кодзаи». Астрофизический журнал . 678 (1): 498–508. arXiv : 0801.1368 . Бибкод : 2008ApJ...678..498N. дои : 10.1086/529369. S2CID  14210085.
  30. ^ abc Левисон, HF; Морбиделли, А.; Гомес, Р.; Бэкман, Д. (2007). «Миграция планет в планетезимальных дисках» (PDF) . Протозвезды и планеты V . Издательство Университета Аризоны. стр. 669–684 . Проверено 6 апреля 2017 г.
  31. ^ Кирш, Дэвид Р.; Дункан, Мартин; Брассер, Рамон; Левисон, Гарольд Ф. (2009). «Моделирование миграции планет, вызванной планетезимальным рассеянием». Икар . 199 (1): 197–209. Бибкод : 2009Icar..199..197K. дои : 10.1016/j.icarus.2008.05.028.
  32. ^ Капобьянко, Кристофер С.; Дункан, Мартин; Левисон, Гарольд Ф. (2011). «Миграция планет, вызванная планетезималями, при наличии газового диска». Икар . 211 (1): 819–831. arXiv : 1009.4525 . Бибкод : 2011Icar..211..819C. дои : 10.1016/j.icarus.2010.09.001. S2CID  118583564.
  33. ^ Коссу, Кристоф; Раймонд, Шон Н.; Херсант, Франк; Пиренс, Арно (2014). «Горячие суперземли и ядра гигантских планет из разных историй миграции». Астрономия и астрофизика . 569 : А56. arXiv : 1407.6011 . Бибкод : 2014A&A...569A..56C. дои : 10.1051/0004-6361/201424157. S2CID  118845477.
  34. ^ Коссу, К.; Раймонд, С.Н.; Пиренс, А. (2013). «Зоны конвергенции миграции типа I: сдвиг внутрь нескольких планетных систем». Астрономия и астрофизика . 553 : Л2. arXiv : 1302.2627 . Бибкод : 2013A&A...553L...2C. дои : 10.1051/0004-6361/201220853. S2CID  67764633.
  35. ^ Раймонд, Шон Н.; Барнс, Рори; Армитидж, Филип Дж.; Горелик, Ноэль (2008). «Средние резонансы движения от рассеяния планет». Письма астрофизического журнала . 687 (2): L107. arXiv : 0809.3449 . Бибкод : 2008ApJ...687L.107R. дои : 10.1086/593301. S2CID  13063710.
  36. ^ Уолш, Кевин Дж.; Морбиделли, Алессандро; Раймонд, Шон Н.; О'Брайен, Дэвид П.; Манделл, Ави М. (2011). «Низкая масса Марса из-за ранней газовой миграции Юпитера». Природа . 475 (7355): 206–209. arXiv : 1201.5177 . Бибкод : 2011Natur.475..206W. дои : 10.1038/nature10201. PMID  21642961. S2CID  4431823.
  37. ^ Изидоро, Андре; Раймонд, Шон Н.; Морбиделли, Алессандро; Херсант, Франк; Пиренс, Арно (2015). «Газовые планеты-гиганты как динамические барьеры для мигрирующих внутрь суперземель». Письма астрофизического журнала . 800 (2): Л22. arXiv : 1501.06308 . Бибкод : 2015ApJ...800L..22I. дои : 10.1088/2041-8205/800/2/L22. S2CID  118380596.
  38. ^ Малхотра, Рену (1995). «Происхождение орбиты Плутона: последствия для Солнечной системы за пределами Нептуна». Астрономический журнал . 110 : 420. arXiv : astro-ph/9504036 . Бибкод : 1995AJ....110..420M. дои : 10.1086/117532. S2CID  10622344.
  39. ^ Изидоро, Андре; Огихара, Масахиро; Раймонд, Шон Н.; Морбиделли, Алессаандро; Пиренс, Арно; Битч, Бертрам; Коссу, Кристоф; Херсант, Франк (2017). «Разрыв цепей: горячие системы СуперЗемли в результате миграции и разрушения компактных резонансных цепей». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 470 (2): 1750–1770. arXiv : 1703.03634 . Бибкод : 2017MNRAS.470.1750I. doi : 10.1093/mnras/stx1232. S2CID  119493483.
  40. ^ Чаттерджи, Сурав; Форд, Эрик Б. (2015). «Взаимодействия планетезималей могут объяснить загадочные соотношения периодов небольших, почти резонансных планет». Астрофизический журнал . 803 (1): 33. arXiv : 1406.0521 . Бибкод : 2015ApJ...803...33C. дои : 10.1088/0004-637X/803/1/33. S2CID  118411464.
  41. ^ Баруто, К.; Крида, А.; Паардекупер, С.-М.; Массет, Ф.; Гиле, Ж.; Битч, Б.; Нельсон, Р.; Клей, В.; Папалоизу, Дж. (2014). «Взаимодействие планеты и диска и ранняя эволюция планетных систем». Протозвезды и планеты VI . Издательство Университета Аризоны. стр. 667–689. arXiv : 1312.4293 . Бибкод : 2014prpl.conf..667B. дои : 10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch029. ISBN 9780816531240. S2CID  67790867.
  42. ^ Пан, Маргарет; Шлихтинг, Хильке Э. (2017). «Как избежать захвата резонанса в многопланетных внесолнечных системах». arXiv : 1704.07836 [astro-ph.EP].
  43. ^ abc Левисон, Гарольд Ф.; Морбиделли, Алессандро; ван Лаэрховен, Криста; и другие. (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, Дж. Джеффри (21 августа 2001 г.). «Уран, Нептун и горы Луны». Открытия планетарных исследований . Гавайский институт геофизики и планетологии. Архивировано из оригинала 22 октября 2018 года . Проверено 1 февраля 2008 г.
  46. ^ Лин, Дуглас, Северная Каролина (май 2008 г.). «Хаотический генезис планет» . Научный американец . Том. 298, нет. 5. С. 50–59. Бибкод : 2008SciAm.298e..50C. PMID  18444325. Архивировано из оригинала 19 ноября 2008 г. Проверено 8 июня 2008 г.

Рекомендации