Планетарная миграция - Planetary migration

Звездообразование
LH 95.jpg
Классы объектов
Теоретические концепции

Планетарная миграция происходит, когда планета или другое тело на орбите вокруг звезды взаимодействует с диском газа или планетезимали, что приводит к изменению его орбитальных параметров, особенно его большая полуось. Миграция планет - наиболее вероятное объяснение горячие юпитеры: экзопланеты с Юпитерианские массы но орбиты всего несколько дней. Общепринятый теория образования планет из протопланетный диск 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 скалистых или ледяных планетезималей.

Также стало ясно[нужна цитата ] это планеты земного типа могут подвергаться быстрой миграции внутрь, если они образуются, пока газовый диск все еще присутствует. Это может повлиять на формирование ядер планет-гигантов (которые имеют массу порядка 10 масс Земли), если эти планеты образуются через приращение керна механизм.

Типы дисков

Газовый диск

Наблюдается, что протопланетные газовые диски вокруг молодых звезд имеют время жизни в несколько миллионов лет. Если планеты с массой около массы Земли или большей формы, в то время как газ все еще присутствует, планеты могут обмениваться угловой момент с окружающим газом в протопланетный диск так что их орбиты меняются постепенно. Хотя в локальных изотермических дисках ощущение миграции обычно направлено внутрь, миграция наружу может происходить в дисках, которые обладают градиентами энтропии.

Планетезимальный диск

На поздней стадии формирования планетной системы массивные протопланеты и планетезимали гравитационно взаимодействуют в хаотическом порядке, заставляя многие планетезимали выбрасывать на новые орбиты. Это приводит к обмену угловым моментом между планетами и планетезималями и к миграции (внутрь или наружу). Внешняя миграция Нептун считается ответственным за резонансный захват Плутон и другие Plutinos в 3: 2 резонанс с Нептуном.

Виды миграции

Существует множество различных механизмов, с помощью которых орбиты планет могут перемещаться, которые описаны ниже как диск миграция (Тип I миграция Тип II миграция, или Тип III миграция), приливный миграция планетезимальный миграция гравитационное рассеяние, и Циклы Козая и приливное трение. Этот список типов не является исчерпывающим или окончательным: в зависимости от того, что наиболее удобно для какого-либо одного типа исследования, разные исследователи будут различать механизмы по-разному.

Классификация любого одного механизма в основном основана на условиях в диске, которые позволяют механизму эффективно передавать энергию и / или угловой момент на планетные орбиты и обратно. По мере того, как потеря или перемещение материала на диске изменяет обстоятельства, один механизм миграции уступит место другому механизму или, возможно, не будет никакого. Если нет механизма слежения, миграция (в основном) останавливается, и звездная система становится (в основном) стабильной.

Миграция диска

Миграция диска возникает из-за гравитационной силы, оказываемой достаточно массивным телом, заключенным в диск, на окружающий диск газ, что нарушает его распределение плотности. Посредством реакция принцип классическая механика, газ оказывает на тело равную и противоположную гравитационную силу, которую также можно выразить через крутящий момент. Этот крутящий момент изменяет угловой момент орбиты планеты, что приводит к изменению большая полуось и другие элементы орбиты. Увеличение во времени большой полуоси приводит к внешняя миграция, т.е. вдали от звезды, тогда как противоположное поведение приводит к внутренняя миграция.

Различают три подтипа миграции дисков как типы I, II и III, однако нумерация не предназначены для предложения последовательности или этапов.

Миграция диска типа I

Маленькие планеты претерпевают Миграция диска типа I приводится в действие крутящими моментами, возникающими из-за резонансов Линдблада и совместного вращения. Линдбладские резонансы возбуждать 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, в результате чего планета теряет угловой момент и, следовательно, мигрирует к звезде. Скорость миграции из-за этих крутящих моментов пропорциональна массе планеты и местной плотности газа и приводит к временной шкале миграции, которая имеет тенденцию быть короткой по сравнению с миллионом лет жизни газового диска.[1] Дополнительные крутящие моменты совместного вращения также возникают за счет обращения газа по орбите с периодом, аналогичным периоду планеты. В системе отсчета, привязанной к планете, этот газ следует за подковообразные орбиты, меняя направление при приближении к планете спереди или сзади. Реверсирование газа перед планетой происходит от большей большой полуоси и может быть холоднее и плотнее, чем реверсивное движение газа за планетой. Это может привести к образованию области с избыточной плотностью перед планетой и с меньшей плотностью позади нее, в результате чего планета получит угловой момент.[2][3]

Масса планеты, для которой миграция может быть приближена к типу I, зависит от местного давления газа. высота шкалы и, в меньшей степени, кинематический вязкость газа.[1][4] В теплых и вязких дисках миграция типа I может относиться к планетам с большей массой. В локально изотермических дисках и вдали от крутых градиентов плотности и температуры моменты совместного вращения обычно подавляются Линдблад крутящие моменты.[5][4] Области внешней миграции могут существовать для некоторых диапазонов планетных масс и условий диска как в локальных изотермических, так и в неизотермических дисках.[4][6] Расположение этих областей может меняться во время эволюции диска, и в локально-изотермическом случае они ограничиваются областями с большими радиальными градиентами плотности и / или температуры на нескольких уровнях давления. Было показано, что миграция типа I в локальном изотермическом диске совместима с формированием и долгосрочным развитием некоторых из наблюдаемых Кеплер планеты.[7] Быстрое нарастание твердого материала планетой может также вызвать «крутящий момент нагрева», который заставляет планету приобретать угловой момент.[8]

Миграция диска типа II

Планета, достаточно массивная, чтобы открыть разрыв в газовом диске, находится в режиме, называемом Миграция диска типа II. Когда масса возмущающей планеты достаточно велика, приливный крутящий момент, который она оказывает на газ, передает угловой момент газу за пределами орбиты планеты и делает противоположную внутреннюю часть планеты, тем самым отталкивая газ с орбиты. В режиме типа I вязкие моменты могут эффективно противодействовать этому эффекту за счет пополнения запасов газа и сглаживания резких градиентов плотности. Но когда крутящие моменты становятся достаточно сильными, чтобы преодолевать вязкие крутящие моменты вблизи орбиты планеты, создается кольцевой зазор с меньшей плотностью. Глубина этого зазора зависит от температуры и вязкости газа, а также от массы планеты. В простом сценарии, когда газ не пересекает зазор, миграция планеты следует за вязкой эволюцией газа на диске. Во внутреннем диске планета движется по спирали внутрь в вязком временном масштабе после аккреции 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 происходить наружу, если диск вязко расширяется. Ожидается, что планета с массой Юпитера в типичном протопланетном диске будет претерпевать миграцию примерно со скоростью Типа II, при этом переход от Типа I к Типу II происходит примерно при массе Сатурна, поскольку открывается частичный промежуток.[9][10]

Миграция типа II - одно из объяснений формирования горячие юпитеры.[11] В более реалистичных ситуациях, если в диске не возникают экстремальные термические и вязкостные условия, через зазор проходит постоянный поток газа.[12] Как следствие этого потока массы, крутящие моменты, действующие на планету, могут зависеть от свойств локального диска, сродни крутящим моментам, действующим во время миграции типа I. Следовательно, в вязких дисках миграцию типа II можно описать как модифицированную форму миграции типа I в едином формализме.[10][4] Переход между миграцией типа I и типа II обычно плавный, но также были обнаружены отклонения от плавного перехода.[9][13] В некоторых ситуациях, когда планеты вызывают эксцентрические возмущения в газе окружающего диска, миграция типа II может замедлиться, остановиться или повернуть вспять.[14]

С физической точки зрения, миграция Типа I и Типа II вызывается одним и тем же типом крутящих моментов (при резонансах Линдблада и совместном вращении). Фактически, их можно интерпретировать и смоделировать как единый режим миграции типа I, соответствующим образом модифицированный возмущенной поверхностной плотностью газа в диске.[10][4]

Миграция диска типа III

Миграция диска типа III применяется к довольно экстремальным случаям диска / планеты и характеризуется чрезвычайно короткими временными рамками миграции.[15][16][10] Хотя это иногда называют «беглым миграционным потоком», скорость миграции не обязательно увеличивается со временем.[15][16] Тип III миграция осуществляется за счет коорбитальных моментов из газа, захваченного в ловушку планеты области либрации и от начального относительно быстрого планетарного радиального движения. Радиальное движение планеты вытесняет газ в ее коорбитальной области, создавая асимметрию плотности между газом на передней и задней сторонах планеты.[10][1] Миграция типа III применима к дискам, которые относительно массивны, и к планетам, которые могут открывать только частичные промежутки в газовом диске.[1][10][15] Предыдущие интерпретации связывали миграцию типа III с потоком газа по орбите планеты в направлении, противоположном радиальному движению планеты, создавая петлю положительной обратной связи.[15] Быстрая внешняя миграция также может происходить временно, доставляя планеты-гиганты на далекие орбиты, если более поздняя миграция типа II окажется неэффективной для оттеснения планет назад.[17]

Гравитационное рассеяние

Другой возможный механизм, который может перемещать планеты по большим радиусам орбиты, - это гравитационное рассеяние планетами большего размера или, в протоплантетном диске, гравитационным рассеянием из-за сверхплотностей в жидкости диска.[18] В случае Солнечная система, Уран и Нептун могли быть гравитационно рассеяны на более крупные орбиты в результате близких столкновений с Юпитером и / или Сатурном.[19][20] Системы экзопланет могут претерпевать аналогичные динамические нестабильности после рассеивания газового диска, которые меняют свои орбиты и в некоторых случаях приводят к выбросу планет или столкновению со звездой.

Планеты, рассеянные под действием силы тяжести, могут оказаться на очень эксцентрических орбитах с перигелиями вблизи звезды, что позволяет изменять их орбиты из-за приливов, которые они поднимают на звезде. Эксцентриситета и наклонения этих планет также возбуждаются во время этих столкновений, обеспечивая одно возможное объяснение наблюдаемого распределения эксцентриситета близко вращающихся экзопланет.[21] Получающиеся системы часто близки к пределам устойчивости.[22] Как и в модели Ниццы, системы экзопланет с внешним диском планетезималей могут также претерпевать динамическую нестабильность после резонансных пересечений во время миграции под действием планетезималей. Эксцентричности и наклоны планет на далеких орбитах могут подавляться динамическим трением с планетезималиями, конечные значения которых зависят от относительных масс диска и планет, столкнувшихся с гравитацией.[23]

Приливная миграция

Приливы между звездой и планетой изменяют большую полуось и орбитальный эксцентриситет планеты. Если планета движется по орбите очень близко к своей звезде, прилив планеты вызывает выпуклость на звезде. Если период вращения звезды длиннее орбитального периода планеты, расположение 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 эксцентрической орбите, сила прилива сильнее, когда она находится около перигелия. Планета замедляется больше всего, когда она приближается к перигелию, из-за чего ее афелий уменьшается быстрее, чем перигелий, что снижает 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 дает большие полуоси, как правило, вдвое меньше, чем они были в то время, когда газовая туманность рассеялась.[24]

Циклы Козая и приливное трение

Смотрите также: Механизм Козай

Планетарная орбита, наклоненная относительно плоскости двойной звезды, может сжиматься из-за комбинации Циклы Козая и приливное трение. Взаимодействие с более далекой звездой заставляет орбиту планет претерпевать обмен эксцентриситетом и наклоном из-за механизма Козая. Этот процесс может увеличить эксцентриситет планеты и снизить ее перигелий настолько, чтобы создать сильные приливы между планетами на увеличении звезды. Когда планета находится рядом со звездой, она теряет угловой момент, что приводит к сокращению ее орбиты.

Эксцентриситет и наклон планеты циклически повторяются, замедляя эволюцию большой полуоси планет.[25] Если орбита планеты сузится настолько, что лишится влияния далекой звезды, циклы Козая закончатся. Затем его орбита будет сокращаться быстрее, поскольку она будет приливно-круговой. Орбита планеты также может стать ретроградной из-за этого процесса. Циклы Козай также могут возникать в системе с двумя планетами, которые имеют разные наклоны из-за гравитационного рассеяния между планетами, и могут привести к планетам с ретроградными орбитами.[26][27]

Миграция, управляемая планетезимальными

Орбита планеты может измениться из-за гравитационных столкновений с большим количеством планетезималей. Миграция, управляемая планетезимальными является результатом накопления передаваемого углового момента во время столкновений планетезималей с планетой. Для индивидуальных столкновений количество передаваемого углового момента и направление изменения орбиты планеты зависит от геометрии встречи. Для большого количества встреч направление миграции планеты зависит от среднего момента количества движения планетезималей относительно планеты. Если он выше, например диск за пределами орбиты планеты, планета мигрирует наружу, если он ниже, планета мигрирует внутрь. Миграция планеты, начиная с момента импульса, аналогичного диску, зависит от потенциальных стоков и источников планетезималей.[28]

Для системы с одной планетой планетезимали могут быть потеряны (тонуть) только из-за их выброса, что приведет к миграции планеты внутрь. В системах с множеством планет другие планеты могут действовать как поглотители или источники. Планетезималы могут быть удалены из-под влияния планеты после столкновения 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 более низким угловым моментом, и наоборот. Резонансы планеты, где эксцентриситеты планетезималей накачиваются до тех пор, пока они не пересекаются с планетой, также действуют как источник. Наконец, миграция планеты действует как поглотитель и источник новых планетезималей, создавая положительную обратную связь, которая имеет тенденцию продолжать ее миграцию в исходном направлении.[28]

Миграция, вызванная планетезимальными объектами, может быть подавлена, если планетезимали теряются в различных поглотителях быстрее, чем появляются новые из-за их источников. Он может сохраниться, если новые планетезимали войдут в его влияние быстрее, чем потеряны. Если устойчивая миграция связана только с ее миграцией, это называется беглым миграционным процессом. Если это происходит из-за потери планетезималей из-за влияния другой планеты, это называется вынужденной миграцией.[28] Для единственной планеты, вращающейся в планетезиальном диске, более короткие временные рамки встреч с планетезималиями с более короткими периодами орбит приводят к более частым встречам с планетезималиями с меньшим угловым моментом и внутренней миграцией планеты.[29] Миграция, управляемая планетезималью, в газовом диске, однако, может происходить наружу для определенного диапазона размеров планетезималей из-за удаления планетезималей с более коротким периодом из-за сопротивления газа.[30]

Резонансный захват

Миграция планет может привести к тому, что планеты будут захвачены в резонансы и цепочки резонансов, если их орбиты сходятся. Орбиты планет могут сойтись, если миграция внутренней планеты остановлена ​​на внутреннем крае газового диска, в результате чего возникнут системы, вращающиеся вокруг внутренних планет;[31] или если миграция остановлена ​​в зоне конвергенции, где крутящие моменты, приводящие к миграции типа I, отменяются, например, вблизи линии льда в цепочке более далеких планет.[32]

Гравитационные столкновения также могут привести к захвату планет с значительными эксцентриситетами в резонансах.[33] в Гипотеза Grand Tack миграция Юпитера останавливается и обращается вспять, когда он захватил Сатурн во внешнем резонансе.[34] Прекращение миграции Юпитера и Сатурна и захват Урана и Нептуна в дальнейших резонансах, возможно, предотвратили образование компактной системы суперземель, подобных многим из тех, что были обнаружены Кеплером.[35] Миграция планет наружу может также привести к захвату планетезималей в резонансе с внешней планетой; например резонансные транснептуновые объекты в поясе Койпера.[36]

Хотя ожидается, что миграция планет приведет к образованию систем с цепочками резонансных планет, большинство экзопланет не находятся в резонансах. Резонансные цепочки могут быть разрушены гравитационной неустойчивостью после того, как газовый диск рассеется.[37] Взаимодействие с оставшимися планетезимали может нарушить резонансы планет с малой массой, оставив их на орбитах, немного выходящих за пределы резонанса.[38] Приливные взаимодействия со звездой, турбулентность в диске и взаимодействие со следом за другой планетой также могут нарушить резонансы.[39] Для планет меньше Нептуна с эксцентричными орбитами можно избежать резонансного захвата.[40]

В солнечной системе

Основная статья: Хорошая модель
Моделирование, показывающее внешние планеты и пояс Койпера: (a) Перед резонансом 2: 1 перед Юпитером / Сатурном. (б) Рассеяние объектов пояса Койпера в Солнечной системе после орбитального смещения Нептуна. (в) После выброса тел пояса Койпера Юпитером[20]

Миграция внешних планет - это сценарий, предложенный для объяснения некоторых орбитальных свойств тел в самых отдаленных регионах Солнечной системы.[41] За пределами Нептуна, Солнечная система переходит в Пояс Койпера, то рассеянный диск, а Облако Оорта, три редкие популяции маленьких ледяных тел, которые считаются исходными точками большинства наблюдаемых кометы. На их расстоянии от Солнца аккреция была слишком медленной, чтобы позволить планетам сформироваться до солнечная туманность рассеяны, потому что первоначальному диску не хватало плотности массы, чтобы объединиться в планету. Пояс Койпера находится между 30 и 55 а.е. от Солнца, а более дальний рассеянный диск простирается на более чем 100 а.е.[41] и далекое облако Оорта начинается примерно на отметке 50 000 а.е.[42]

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 формирование Солнечной системы орбиты всех планет-гигантов продолжали медленно изменяться под влиянием их взаимодействия с большим количеством оставшихся планетезималей. Спустя 500–600 миллионов лет (около 4 миллиардов лет назад) Юпитер и Сатурн расходились, пересекли 2: 1 орбитальный резонанс, в котором Сатурн обращался вокруг Солнца один раз на каждые две орбиты Юпитера.[41] Это резонансное пересечение увеличило эксцентриситет Юпитера и Сатурна и дестабилизировало орбиты Урана и Нептуна. Последовавшие столкновения между планетами заставили Нептун пройти мимо Урана и врезаться в плотный планетезимальный пояс. Планеты разбросали большую часть маленьких ледяных тел внутрь, а сами двигались наружу. Затем эти планетезимали рассеялись от следующей планеты, с которой они столкнулись, аналогичным образом, перемещая орбиты планет наружу, а они - внутрь.[43] 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 претерпели значительных миграций за время существования Солнечной системы, потому что их орбиты оставались стабильными после период гигантских ударов.[44]

Смотрите также

Заметки

  1. ^ а б c d Lubow, S.H .; Ида, С. (2011). «Миграция планеты». В Сигере, С. (ред.). Экзопланеты. Университет Аризоны Press, Тусон, Аризона. С. 347–371. arXiv:1004.4137. Bibcode:2011exop.book..347L.
  2. ^ Paardekooper, S.J .; Меллема, Г. (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. Дои:10.1051/0004-6361:20066304. S2CID  15363298.
  3. ^ Brasser, R .; Bitsch, B .; Мацумура, С. (2017). «Спасение суперземли: взаимодействие между отложением гальки и миграцией типа I». Астрономический журнал. 153 (5): 222. arXiv:1704.01962. Bibcode:2017AJ .... 153..222B. Дои:10.3847 / 1538-3881 / aa6ba3. S2CID  119065760.
  4. ^ а б c d е D'Angelo, G .; Lubow, S.H. (2010). «Трехмерные вращающие моменты диск-планета в локально изотермическом диске». Астрофизический журнал. 724 (1): 730–747. arXiv:1009.4148. Bibcode:2010ApJ ... 724..730D. Дои:10.1088 / 0004-637X / 724/1/730. S2CID  119204765.
  5. ^ Tanaka, H .; Takeuchi, T .; Уорд, W.R. (2002). "Трехмерное взаимодействие между планетой и изотермическим газовым диском: I. Коротация и крутящие моменты Линдблада и миграция планеты". Астрофизический журнал. 565 (2): 1257–1274. Bibcode:2002ApJ ... 565.1257T. Дои:10.1086/324713.
  6. ^ Lega, E .; Morbidelli, A .; Bitsch, B .; Crida, A .; Szulágyi, J. (2015). «Внешняя миграция планет в облучаемых звездами трехмерных дисках». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 452 (2): 1717–1726. arXiv:1506.07348. Bibcode:2015МНРАС.452.1717Л. Дои:10.1093 / мнрас / stv1385. S2CID  119245398.
  7. ^ D'Angelo, G .; Боденхаймер, П. (2016). «Модели формирования планет Кеплер 11 in-situ и ex-situ». Астрофизический журнал. 828 (1). я бы. 33 (32 стр.). arXiv:1606.08088. Bibcode:2016ApJ ... 828 ... 33D. Дои:10.3847 / 0004-637X / 828/1/33. S2CID  119203398.
  8. ^ Бенитес-Лламбай, Пабло; Массе, Фредерик; Кенигсбергер, Глория; Szulágyi, Юдит (2015). «Нагрев планеты предотвращает миграцию ядер планет внутрь». Природа. 520 (7545): 63–65. arXiv:1510.01778. Bibcode:2015Натура 520 ... 63Б. Дои:10.1038 / природа14277. PMID  25832403. S2CID  4466971.
  9. ^ а б D'Angelo, G .; Kley, W .; Хеннинг Т. (2003). «Орбитальная миграция и массовая аккреция протопланет в трехмерных глобальных вычислениях с вложенными сетками». Астрофизический журнал. 586 (1): 540–561. arXiv:Astro-ph / 0308055. Bibcode:2003ApJ ... 586..540D. Дои:10.1086/367555. S2CID  14484931.
  10. ^ а б c d е ж D'Angelo, G .; Любов, С. Х. (2008). «Эволюция мигрирующих планет, подвергающихся аккреции газа». Астрофизический журнал. 685 (1): 560–583. arXiv:0806.1771. Bibcode:2008ApJ ... 685..560D. Дои:10.1086/590904. S2CID  84978.
  11. ^ Армитаж, Филип Дж. (2007). «Конспект лекций по формированию и ранней эволюции планетных систем». arXiv:Astro-ph / 0701485. Bibcode:2007astro.ph..1485A. Цитировать журнал требует | журнал = (помощь)
  12. ^ Lubow, S .; Д'Анджело, Г. (2006). «Течение газа через зазоры в протопланетных дисках». Астрофизический журнал. 641 (1): 526–533. arXiv:astro-ph / 0512292. Bibcode:2006ApJ ... 641..526L. Дои:10.1086/500356. S2CID  119541915.
  13. ^ Masset, F.S .; D'Angelo, G .; Клей, В. (2006). «О миграции протогигантских твердых ядер». Астрофизический журнал. 652 (1): 730–745. arXiv:astro-ph / 0607155. Bibcode:2006ApJ ... 652..730M. Дои:10.1086/507515. S2CID  17882737.
  14. ^ Д'Анджело, Дженнаро; Lubow, Стивен Х .; Бейт, Мэтью Р. (2006). «Эволюция планет-гигантов в эксцентрических дисках». Астрофизический журнал. 652 (2): 1698–1714. arXiv:astro-ph / 0608355. Bibcode:2006ApJ ... 652.1698D. Дои:10.1086/508451. S2CID  53135965.
  15. ^ а б c d Masset, F.S .; Папалоизу, J.C.B. (2003). «Убегающая миграция и образование горячих юпитеров». Астрофизический журнал. 588 (1): 494–508. arXiv:Astro-ph / 0301171. Bibcode:2003ApJ ... 588..494M. Дои:10.1086/373892. S2CID  7483596.
  16. ^ а б D'Angelo, G .; Bate, M.R.B .; Lubow, S.H. (2005). «Зависимость скорости миграции протопланет от соорбитальных моментов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 358 (2): 316–332. arXiv:astro-ph / 0411705. Bibcode:2005МНРАС.358..316Д. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2005.08866.x. S2CID  14640974.
  17. ^ Pierens, A .; Раймонд, С. (2016). «Миграция аккрецирующих планет в радиационных дисках от динамических моментов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 462 (4): 4130–4140. arXiv:1608.08756. Bibcode:2016МНРАС.462.4130П. Дои:10.1093 / mnras / stw1904. S2CID  119225370.
  18. ^ Р. Клотье; М-К. Линь (2013). «Орбитальная миграция планет-гигантов, вызванная гравитационно нестабильными промежутками: влияние массы планеты». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 434 (1): 621–632. arXiv:1306.2514. Bibcode:2013МНРАС.434..621С. Дои:10.1093 / mnras / stt1047. S2CID  118322844.
  19. ^ Э. У. 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. Bibcode:2002AJ .... 123.2862T. Дои:10.1086/339975. S2CID  17510705.
  20. ^ а б Gomes, R .; Levison, H.F .; Циганис, К .; Морбиделли А. (2005). «Происхождение катастрофического периода поздних тяжелых бомбардировок планет земной группы» (PDF). Природа. 435 (7041): 466–469. Bibcode:2005Натура.435..466Г. Дои:10.1038 / природа03676. PMID  15917802. S2CID  4398337. В архиве (PDF) из оригинала 2011-05-25. Получено 2008-06-08.
  21. ^ Форд, Эрик Б .; Расио, Фредерик А. (2008). "Происхождение эксцентрических внесолнечных планет: проверка модели рассеяния планет". Астрофизический журнал. 686 (1): 621–636. arXiv:astro-ph / 0703163. Bibcode:2008ApJ ... 686..621F. Дои:10.1086/590926. S2CID  15533202.
  22. ^ Раймонд, Шон Н .; Барнс, Рори; Верас, Дмитрий; Armitage, Phillip J .; Горелик, Ноэль; Гринберг, Ричард (2009). «Рассеяние планеты-планеты приводит к плотно упакованным планетным системам». Письма в астрофизический журнал. 696 (1): L98 – L101. arXiv:0903.4700. Bibcode:2009ApJ ... 696L..98R. Дои:10.1088 / 0004-637X / 696/1 / L98. S2CID  17590159.
  23. ^ Раймонд, Шон Н .; Армитаж, Филип Дж .; Горелик, Ноэль (2010). "Планета-планетное рассеяние в планетарных дисках: II. Прогнозы для внешних внесолнечных планетных систем". Астрофизический журнал. 711 (2): 772–795. arXiv:1001.3409. Bibcode:2010ApJ ... 711..772R. Дои:10.1088 / 0004-637X / 711/2/772. S2CID  118622630.
  24. ^ Джексон, Брайан; Гринберг, Ричард; Барнс, Рори (4 января 2008 г.). «Приливная эволюция близких внесолнечных планет». arXiv:0801.0716 [астрофизик ]. Представлено [для публикации] 4 января 2008 г.
  25. ^ Фабрики, Даниэль; Тремейн, Скотт (2007). «Сокращение двойных и планетных орбит с помощью циклов Козая с приливным трением». Астрофизический журнал. 669 (2): 1298–1315. arXiv:0705.4285. Bibcode:2007ApJ ... 669.1298F. Дои:10.1086/521702. S2CID  12159532.
  26. ^ Наоз, Смадар; Фарр, Уилл М .; Литвик, Йорам; Rasio, Frederic A .; Тейссандье, Жан (2011). «Горячие юпитеры из светских планет-планетных взаимодействий». Природа. 473 (7346): 187–189. arXiv:1011.2501. Bibcode:2011Натура.473..187Н. Дои:10.1038 / природа10076. PMID  21562558. S2CID  4424942.
  27. ^ Nagasawa, M .; Ida, S .; Бесшо, Т. (2008). «Формирование горячих планет путем сочетания рассеяния планет, приливной циркуляризации и механизма Козаи». Астрофизический журнал. 678 (1): 498–508. arXiv:0801.1368. Bibcode:2008ApJ ... 678..498N. Дои:10.1086/529369. S2CID  14210085.
  28. ^ а б c Levison, H.F .; Morbidelli, A .; Gomes, R .; Бакман, Д. (2007). «Миграция планет в планетарных дисках» (PDF). Протозвезды и планеты V. Университет Аризоны Press. стр. 669–684. Получено 6 апреля 2017.
  29. ^ Кирш, Дэвид Р .; Дункан, Мартин; Брассер, Рамон; Левисон, Гарольд Ф. (2009). «Моделирование миграции планет за счет рассеяния планетезималей». Икар. 199 (1): 197–209. Bibcode:2009Icar..199..197K. Дои:10.1016 / j.icarus.2008.05.028.
  30. ^ Capobianco, Christopher C .; Дункан, Мартин; Левисон, Гарольд Ф. (2011). «Планетарно-управляемая миграция планеты в присутствии газового диска». Икар. 211 (1): 819–831. arXiv:1009.4525. Bibcode:2011Icar..211..819C. Дои:10.1016 / j.icarus.2010.09.001. S2CID  118583564.
  31. ^ Коссу, Кристоф; Раймонд, Шон Н .; Херсант, Франк; Пиренс, Арно (2014). «Горячие суперземли и ядра планет-гигантов из разных миграционных историй». Астрономия и астрофизика. 569: A56. arXiv:1407.6011. Bibcode:2014A & A ... 569A..56C. Дои:10.1051/0004-6361/201424157. S2CID  118845477.
  32. ^ Cossou, C .; Raymond, S.N .; Пиренс, А. (2013). «Зоны конвергенции для миграции типа I: внутренний сдвиг для множественных планетных систем». Астрономия и астрофизика. 553: L2. arXiv:1302.2627. Bibcode:2013A & A ... 553L ... 2C. Дои:10.1051/0004-6361/201220853. S2CID  67764633.
  33. ^ Раймонд, Шон Н .; Барнс, Рори; Армитаж, Филип Дж .; Горелик, Ноэль (2008). «Резонансы среднего движения от рассеяния планета-планета». Письма в астрофизический журнал. 687 (2): L107. arXiv:0809.3449. Bibcode:2008ApJ ... 687L.107R. Дои:10.1086/593301. S2CID  13063710.
  34. ^ Уолш, Кевин Дж .; Морбиделли, Алессандро; Раймонд, Шон Н .; О'Брайен, Дэвид П .; Манделл, Ави М. (2011). «Низкая масса Марса из-за ранней миграции Юпитера, вызванной газом». Природа. 475 (7355): 206–209. arXiv:1201.5177. Bibcode:2011Натура.475..206Вт. Дои:10.1038 / природа10201. PMID  21642961. S2CID  4431823.
  35. ^ Изидоро, Андре; Раймонд, Шон Н .; Морбиделли, Алессандро; Херсант, Франк; Пиренс, Арно (2015). «Газовые гиганты как динамические барьеры для движущихся внутрь суперземлей». Письма в астрофизический журнал. 800 (2): L22. arXiv:1501.06308. Bibcode:2015ApJ ... 800L..22I. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 800/2 / L22. S2CID  118380596.
  36. ^ Малхотра, Рену (1995). «Происхождение орбиты Плутона: последствия для Солнечной системы за пределами Нептуна». Астрономический журнал. 110: 420. arXiv:Astro-ph / 9504036. Bibcode:1995AJ .... 110..420M. Дои:10.1086/117532. S2CID  10622344.
  37. ^ Изидоро, Андре; Огихара, Масахиро; Раймонд, Шон Н .; Морбиделли, Алессаандро; Пьеренс, Арно; Битч, Бертрам; Коссу, Кристоф; Херсант, Франк (2017). «Разрыв цепей: горячие системы Супер-Земли от миграции и разрушения компактных резонансных цепей». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 470 (2): 1750–1770. arXiv:1703.03634. Bibcode:2017МНРАС.470.1750И. Дои:10.1093 / мнрас / stx1232. S2CID  119493483.
  38. ^ Чаттерджи, Сурав; Форд, Эрик Б. (2015). «Планетезимальные взаимодействия могут объяснить загадочные отношения периодов малых почти резонансных планет». Астрофизический журнал. 803 (1): 33. arXiv:1406.0521. Bibcode:2015ApJ ... 803 ... 33C. Дои:10.1088 / 0004-637X / 803/1/33. S2CID  118411464.
  39. ^ Baruteau, C .; Crida, A .; Paardekooper, S.-M .; Массет, Ф .; Guilet, J .; Bitsch, B .; Nelson, R .; Kley, W .; Папалоизу Дж. (2014). «Планета-дисковые взаимодействия и ранняя эволюция планетных систем». Протозвезды и планеты VI. Университет Аризоны Press. С. 667–689. arXiv:1312.4293. Bibcode:2014prpl.conf..667B. Дои:10.2458 / azu_uapress_9780816531240-ch029. ISBN  9780816531240. S2CID  67790867.
  40. ^ Пан, Маргарет; Шлихтинг, Хильке Э. (2017). «Предотвращение резонансного захвата в многопланетных внесолнечных системах». arXiv:1704.07836 [астрофизиолог EP ].
  41. ^ а б c Левисон, Гарольд Ф .; Морбиделли, Алессандро; ван Лаерховен, Криста; и другие. (2007). «Происхождение структуры пояса Койпера во время динамической нестабильности на орбитах Урана и Нептуна». Икар. 196 (1): 258. arXiv:0712.0553. Bibcode:2008Icar..196..258L. Дои:10.1016 / j.icarus.2007.11.035. S2CID  7035885.
  42. ^ Алессандро Морбиделли (2005). «Происхождение и динамическая эволюция комет и их резервуаров». arXiv:astro-ph / 0512256.
  43. ^ Тейлор, Дж. Джеффри (21 августа 2001 г.). «Уран, Нептун и Лунные горы». Открытия исследований в области планетарной науки. Гавайский институт геофизики и планетологии. В архиве из оригинала 22 октября 2018 г.. Получено 1 февраля 2008.
  44. ^ Лин, Дуглас Н.С. (май 2008 г.). «Хаотический генезис планет». Scientific American. Vol. 298 нет. 5. С. 50–59. Bibcode:2008SciAm.298e..50C. PMID  18444325. В архиве из оригинала 19.11.2008. Получено 2008-06-08.

использованная литература