Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Звездообразование
LH 95.jpg
Классы объектов
Теоретические концепции

Миграция планет происходит, когда планета или другое тело на орбите вокруг звезды взаимодействует с диском из газа или планетезималей , что приводит к изменению параметров его орбиты, особенно большой полуоси . Миграция планет - наиболее вероятное объяснение существования горячих юпитеров : экзопланеты с массой Юпитера, но вращающиеся по орбите всего 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 для образования скалистых или ледяных планетезималей.

Кроме того , стало ясно , [ править ] , что наземные-массовые планеты могут быть подвержены быстрой миграции внутрь , если они образуют в то время как газовый диск все еще присутствует. Это может повлиять на формирование ядер планет-гигантов (которые имеют массу порядка 10 масс Земли), если эти планеты формируются посредством механизма аккреции ядер .

Типы дисков [ править ]

Газовый диск [ править ]

Наблюдается, что протопланетные газовые диски вокруг молодых звезд имеют время жизни в несколько миллионов лет. Если планеты с массой около массы Земли или более образуются, пока газ все еще присутствует, планеты могут обмениваться угловым моментом с окружающим газом в протопланетном диске, 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 [ править ]

Во время поздней фазы 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 к миграции (внутрь или наружу). Считается, что внешняя миграция Нептуна ответственна за резонансный захват Плутона и других Плутинов в резонанс 3: 2 с Нептуном.

Типы миграции [ править ]

Существует множество различных механизмов, с помощью которых орбиты планет могут перемещаться, которые описаны ниже как миграция диска (миграция типа I, миграция типа II или миграция типа III ), приливная миграция, миграция под действием планетезималей , гравитационное рассеяние и циклы Козаи 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 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 меняет обстоятельства, один механизм миграции уступит место другому механизму или, возможно, не будет ни одного. Если нет механизма слежения, миграция (в основном) останавливается, и звездная система становится (в основном) стабильной.

Миграция диска [ править ]

Миграция диска возникает из-за гравитационной силы, оказываемой достаточно массивным телом, встроенным в диск, на газ окружающего диска, что нарушает его распределение плотности. Согласно принципу реакции классической механики , газ оказывает на тело равную и противоположную силу тяжести, которая также может быть выражена через крутящий момент . Этот крутящий момент изменяет угловой момент орбиты планеты, что приводит к изменению большой полуоси и других элементов орбиты. Увеличение во времени большой полуоси приводит к миграции наружу , то есть от звезды, тогда как противоположное поведение ведет к миграции внутрь .

Три подтипа миграции дисков различаются как типы I, II и III, однако нумерация не предназначена для указания последовательности или этапов.

Перенос типа I [ править ]

Маленькие планеты претерпевают миграцию диска типа I, вызванную 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, 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, прикрепленной к планете, этот газ движется по подковообразным орбитам , меняя направление, когда приближается к планете спереди или сзади. Реверсирование газа перед планетой происходит от большой 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 местной шкалы давления газа и, в меньшей степени, от кинематической вязкости газа. [1] [4] В теплых и вязких дисках миграция типа I может относиться к планетам с большей массой. В локально изотермических дисках, вдали от крутых перепадов плотности и температуры, крутящие моменты совместного вращения обычно превышаются крутящими моментами Линдблада . [5] [4] Области внешней миграции могут существовать для некоторых диапазонов планетарных 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 образованием и долгосрочным развитием некоторых из наблюдаемых планет Кеплера . [7] Быстрое нарастание твердого материала планетой может также вызвать «нагревательный момент», который заставляет планету приобретать угловой момент. [8]

Миграция типа II [ править ]

Планета, достаточно массивная, чтобы открыть разрыв в газовом диске, претерпевает режим, называемый миграцией 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 со всей 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 по вязкой шкале времени,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, когда открывается частичный промежуток.с переходом от Типа I к Типу II, происходящему примерно при массе Сатурна, когда открывается частичный разрыв.с переходом от Типа I к Типу II, происходящему примерно при массе Сатурна, когда открывается частичный разрыв.[9] [10]

Миграция типа II - одно из объяснений образования горячих юпитеров . [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, вращающие моменты, действующие на планету, могут быть восприимчивы к свойствам локального диска, сродни вращающим 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 при совместном вращении). Фактически, они могут быть интерпретированы и смоделированы как единый режим миграции типа I, соответствующим образом модифицированный возмущенной поверхностной плотностью газа в диске. [10] [4]

Миграция диска типа III [ править ]

Миграция диска типа III применяется к довольно экстремальным случаям диска / планеты и характеризуется чрезвычайно короткими временными рамками миграции. [15] [16] [10] Хотя иногда это называют «беглым миграционным потоком», скорость миграции не обязательно увеличивается со временем. [15] [16] Миграция типа III вызывается коорбитальными моментами газа, захваченного в либрационных областях планеты, и начальным относительно быстрым планетарным радиальным движением. 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 применяется 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 неэффективна для отталкивания планет назад. [17]

Гравитационное рассеяние [ править ]

Другой возможный механизм, который может перемещать планеты по большим радиусам орбиты, - это гравитационное рассеяние на более крупных планетах или, в протопланетарном диске, гравитационное рассеяние из-за сверхплотностей в жидкости диска. [18] В случае Солнечной системы 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 диссипации газового диска, которые изменяют их 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. Эксцентриситет и наклон этих планет также возбуждаются во время этих встреч, обеспечивая одно из возможных объяснений наблюдаемого распределения эксцентриситета близко вращающихся экзопланет. [21] Полученные 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 [ править ]

Приливы между звездой и планетой изменяют большую полуось и эксцентриситет орбиты 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 [ править ]

Смотрите также: Механизм Козай

Планетарная орбита, наклоненная относительно плоскости двойной звезды, может сжиматься из-за комбинации циклов Козая и приливного трения . 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, в результате чего ее орбита сокращается.

Эксцентриситет и наклон планеты циклически повторяются, замедляя эволюцию большой полуоси планет. [25] Если орбита планеты сузится достаточно, чтобы избавить ее от 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]

Планетезималь управляемой миграции [ править ]

Орбита планеты может измениться из-за гравитационных столкновений с большим количеством планетезималей. Миграция, управляемая планетезимальнымиявляется результатом накопления передаваемого углового момента во время столкновений планетезималей с планетой. Для отдельных 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 несколькими планетами 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, планета 'Миграция действует как сток и источник новых планетезималей, создавая положительную обратную связь, которая имеет тенденцию продолжать 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. Оно 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 других планет, это называется вынужденной миграцией [28]. Для одной планеты, вращающейся в планетезиальном диске, более короткие временные рамки встреч с планетезимали с более короткими периодами орбиты приводят к более частым встречам с планетезималиями. планетезимали 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]

Захват резонанса [ править ]

Миграция планет может привести к тому, что планеты будут захвачены резонансами и цепочками 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, около линии льда в цепочке более далеких планет. [32]

Гравитационные столкновения также могут привести к захвату планет с значительными эксцентриситетами в резонансах. [33] Согласно гипотезе Великого галса, миграция Юпитера останавливается и обращается вспять, когда он захватывает Сатурн во внешнем резонансе. [34] Остановка 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 нестабильностью, когда газовый диск рассеивается. [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] Резонансного захвата можно избежать для планет меньше Нептуна с эксцентрическими орбитами. [40]

В Солнечной системе [ править ]

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. (c) 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 продолжается в поясе Койпера , рассеянном диске и облаке Оорта , трех разреженных популяциях маленьких ледяных тел, которые считаются точками происхождения большинства наблюдаемых комет . На их расстоянии от Солнца аккреция была слишком медленной, чтобы позволить планетам сформироваться до того, как рассеялась солнечная туманность , потому что первоначальному диску не хватало плотности массы для объединения 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 в 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., на нынешнем расстоянии от Нептуна. После образования Солнечной системы орбиты всех планет-гигантов 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 расходились, пересекли орбитальный резонанс 2: 1 , 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 остались стабильными после периода гигантских столкновений . [44]

См. Также [ править ]

  • Небулярная гипотеза
  • Планета изгоев
  • Приливно отделившаяся экзолуния

Примечания [ править ]

  1. ^ a b c d Lubow, SH; 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 . DOI : 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 . DOI : 10.3847 / 1538-3881 / aa6ba3 . S2CID 119065760 . 
  4. ^ a b c d e D'Angelo, G .; Любов, SH (2010). «Трехмерные вращающие моменты диск-планета в локально изотермическом диске». Астрофизический журнал . 724 (1): 730–747. arXiv : 1009,4148 . Bibcode : 2010ApJ ... 724..730D . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 724/1/730 . S2CID 119204765 . 
  5. ^ Танака, H .; Takeuchi, T .; Уорд, WR (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 . DOI : 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 : 2015MNRAS.452.1717L . DOI : 10.1093 / MNRAS / 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 . DOI : 10,3847 / 0004-637X / 828/1/33 . S2CID 119203398 . 
  8. ^ Бенитес-Лламбай, Пабло; Массе, Фредерик; Кенигсбергер, Глория ; Szulágyi, Юдит (2015). «Нагрев планеты предотвращает внутреннюю миграцию ядер планет». Природа . 520 (7545): 63–65. arXiv : 1510.01778 . Bibcode : 2015Natur.520 ... 63В . DOI : 10,1038 / природа14277 . PMID 25832403 . S2CID 4466971 .  
  9. ^ a b 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 . DOI : 10.1086 / 367555 . S2CID 14484931 . 
  10. ^ a b c d e f D'Angelo, G .; Любов, SH (2008). «Эволюция мигрирующих планет, подвергающихся аккреции газа». Астрофизический журнал . 685 (1): 560–583. arXiv : 0806.1771 . Bibcode : 2008ApJ ... 685..560D . DOI : 10.1086 / 590904 . S2CID 84978 . 
  11. Перейти ↑ Armitage, Phillip J. (2007). «Конспект лекций по формированию и ранней эволюции планетных систем». arXiv : astro-ph / 0701485 . Bibcode : 2007astro.ph..1485A . Цитировать журнал требует |journal=( 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 . DOI : 10.1086 / 500356 . S2CID 119541915 . 
  13. ^ Массет, ФС; 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 . DOI : 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 . DOI : 10.1086 / 508451 . S2CID 53135965 . 
  15. ^ а б в г Массет, ФС; Папалоизу, JCB (2003). «Убегающая миграция и образование горячих юпитеров». Астрофизический журнал . 588 (1): 494–508. arXiv : astro-ph / 0301171 . Полномочный код : 2003ApJ ... 588..494M . DOI : 10.1086 / 373892 . S2CID 7483596 . 
  16. ^ a b D'Angelo, G .; Бейт, MRB; Любов, SH (2005). «Зависимость скорости миграции протопланет от соорбитальных моментов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 358 (2): 316–332. arXiv : astro-ph / 0411705 . Bibcode : 2005MNRAS.358..316D . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2005.08866.x . S2CID 14640974 . 
  17. ^ Pierens, A .; 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 . Bibcode : 2016MNRAS.462.4130P . DOI : 10.1093 / MNRAS / stw1904 . S2CID 119225370 . 
  18. ^ Р. Клотье; МК. 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 : 2013MNRAS.434..621C . DOI : 10.1093 / MNRAS / stt1047 . S2CID 118322844 . 
  19. ^ EW Thommes; MJ Duncan; HF Левисон (2002). «Формирование Урана и Нептуна среди Юпитера и Сатурна». Астрономический журнал . 123 (5): 2862. arXiv : astro-ph / 0111290 . Bibcode : 2002AJ .... 123.2862T . DOI : 10.1086 / 339975 . S2CID 17510705 . 
  20. ^ a b Gomes, R .; Левисон, ВЧ; Циганис, К .; Морбиделли А. (2005). «Происхождение катастрофического периода поздних тяжелых бомбардировок планет земной группы» (PDF) . Природа . 435 (7041): 466–469. Bibcode : 2005Natur.435..466G . DOI : 10,1038 / природа03676 . PMID 15917802 . S2CID 4398337 . Архивировано (PDF) из оригинала 25.05.2011 . Проверено 8 июня 2008 .   
  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 . DOI : 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 . DOI : 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 . DOI : 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 [ астро -ф ]. 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 . DOI : 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 : 2011Natur.473..187N . DOI : 10,1038 / природа10076 . PMID 21562558 . S2CID 4424942 .  
  27. ^ Нагасава, М .; 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 . DOI : 10,1086 / 529369 . S2CID 14210085 . 
  28. ^ a b c Левисон, HF; Morbidelli, A .; Gomes, R .; Бакман, Д. (2007). «Миграция планет в планетарных дисках» (PDF) . Протозвезд и планет V . Университет Аризоны Press. С. 669–684 . Проверено 6 апреля 2017 года .
  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 . DOI : 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 . DOI : 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 . Бибкод : 2014A & A ... 569A..56C . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201424157 . S2CID 118845477 . 
  32. ^ Cossou, C .; Раймонд, С. Н.; Пиренс, А. (2013). «Зоны конвергенции для миграции типа I: сдвиг внутрь множества планетных систем». Астрономия и астрофизика . 553 : L2. arXiv : 1302.2627 . Bibcode : 2013A & A ... 553L ... 2C . DOI : 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 . DOI : 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 : 2011Natur.475..206W . DOI : 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 . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 800/2 / L22 . S2CID 118380596 . 
  36. ^ Малхотр, Рен (1995). «Происхождение орбиты Плутона: последствия для Солнечной системы за пределами Нептуна». Астрономический журнал . 110 : 420. arXiv : astro-ph / 9504036 . Bibcode : 1995AJ .... 110..420M . DOI : 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 : 2017MNRAS.470.1750I . DOI : 10.1093 / MNRAS / 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 ... 33С . DOI : 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 . DOI : 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 [ astro-ph.EP ].
  41. ^ a b 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 . DOI : 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 исследования планетарной науки . Гавайский институт геофизики и планетологии. Архивировано 22 октября 2018 года . Проверено 1 февраля 2008 года .
  44. ^ Лин, Дуглас NC (май 2008 г.). «Хаотический генезис планет» . Scientific American . Vol. 298 нет. 5. С. 50–59. Bibcode : 2008SciAm.298e..50C . PMID 18444325 . Архивировано 19 ноября 2008 года . Проверено 8 июня 2008 . 

Ссылки [ править ]

  • Goldreich, P., и Tremaine, S. 1979, Astrophysical Journal , 233, 857
  • Линь, DNC, и Папалоизу, Дж. 1979, Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 186, 799.
  • Уорд, WR 1997, Икар , 126, 261
  • Танака, Х., Такеучи, Т. и Уорд, В. Р. 2002, Astrophysical Journal , 565, 1257