행성 이동

Planetary migration
별의 형성
LH 95.jpg
오브젝트 클래스
이론적 개념

행성 이동은 별 주위의 궤도에 있는 행성이나 다른 물체가 가스나 미행성 원반과 상호작용할 때 발생하며, 그 결과 궤도 매개변수, 특히 반장축이 변화합니다.행성 이동은 뜨거운 목성(목성 질량이지만 궤도는 불과 며칠)에 대한 가장 유력한 설명입니다.원시 행성계 원반에서 일반적으로 받아들여지는 행성 형성 이론은 이러한 행성들이 별 가까이에서 형성될 수 없다고 예측합니다. 왜냐하면 작은 반지름에는 질량이 충분하지 않고 온도가 너무 높아 암석이나 얼음으로 뒤덮인 미행성들이 형성될 수 없기 때문입니다.

또한 지구 질량의 행성들이 가스 원반이 존재하는 동안 형성될 경우 빠른 내부 이동의 대상이 될 수 있다는 것이 분명해졌다[citation needed].만약 행성들이 중심핵-축적 메커니즘을 통해 형성된다면, 이것은 거대 행성들의 중심핵 형성에 영향을 미칠 수 있습니다.

디스크 종류

가스 디스크

관측 결과 젊은 별 주위를 도는 원시 행성계 원반의 가스 수명은 수 백 년에서 수 백만 [1]년 사이인 것으로 나타났습니다.만약 가스가 존재하는 동안 지구 질량이거나 그 이상의 행성이 형성된다면, 행성들은 원시 행성계 원반의 주변 가스와 각운동량을 교환하여 궤도가 점차적으로 변할 수 있습니다.마이그레이션의 감각은 일반적으로 로컬 등온 디스크에서 내부로 이동하지만 외부 마이그레이션은 엔트로피 [2]구배가 있는 디스크에서 발생할 수 있습니다.

미행성 디스크

행성계 형성의 마지막 단계 동안, 거대한 원시 행성들과 미행성들은 많은 미행성들이 새로운 궤도로 던져지는 혼란스러운 방식으로 중력적으로 상호작용합니다.이로 인해 행성과 미행성 사이에 각운동량 교환이 발생하고 이동(내부 또는 외부)이 발생합니다.해왕성의 외부 이동은 명왕성과 다른 플루티노들이 해왕성과의 3:2 공명으로 공명 포획하는 원인이 된 것으로 여겨진다.

이행의 종류

행성들의 궤도가 이동할 수 있는 메커니즘은 여러 가지가 있는데, 아래에 디스크 이동(타입 I 이동, 타입 II 이동 또는 타입 III 이동), 조석 이동, 미행성 이동, 중력 산란, 코자이 사이클과 조석 마찰로 설명됩니다.이 타입 리스트는 완전하지도 확정적이지도 않습니다.어떤 종류의 연구에 가장 편리한가에 따라, 다른 연구자들이 다소 다른 방식으로 메커니즘을 구별할 것이다.

하나의 메커니즘의 분류는 주로 행성 궤도에 에너지 및/또는 각운동량을 효율적으로 전달할 수 있는 디스크의 상황에 기초한다.디스크 내 소재의 손실 또는 재배치가 상황을 변화시키면 하나의 이행 메커니즘이 다른 메커니즘으로 대체되거나 또는 전혀 대체되지 않을 수 있습니다.후속 메커니즘이 없으면 (대부분) 이동이 중단되고 항성계가 (대부분) 안정됩니다.

디스크 이행

디스크 이동은 주변 디스크의 기체 위에 있는 디스크에 내장된 충분히 무거운 물체에 의해 가해지는 중력으로부터 발생하며, 이는 밀도 분포를 교란시킨다.고전역학의 반응원리에 따르면 기체는 물체에 동일한 반대 중력을 가하며, 이는 토크로도 표현될 수 있다.이 토크는 행성 궤도의 각 운동량을 변화시켜 반장축과 다른 궤도 요소들의 변화를 초래합니다.장축 반경이 시간이 지남에 따라 증가하면 항성으로부터 멀어지는 외부 이동으로 이어지는 반면, 반대되는 행동은 내부 이동으로 이어진다.

Disk 마이그레이션에는 유형 I, II 및 III의 세 가지 하위 유형이 있습니다.이 번호는 시퀀스 또는 단계를 제안하는 것이 아닙니다.

타입 I 이행

작은 행성들은 린드블라드에서 발생하는 토크와 공회전 공진에 의해 I형 원반 이동을 겪습니다.린드블라드 공명은 행성 궤도 안팎의 주변 기체에 나선형 밀도의 파동을 일으킵니다.대부분의 경우 외부 나선파는 내부파보다 더 큰 토크를 가하여 행성이 각운동량을 잃게 하고, 따라서 항성 쪽으로 이동하게 됩니다.이러한 토크로 인한 이동 속도는 행성의 질량과 지역 가스 밀도에 비례하며, 이동 시간은 가스 디스크의 수백만 [3]년 수명에 비해 짧은 경향이 있습니다.추가적인 공회전 토크는 행성과 비슷한 주기로 공전하는 기체에 의해 가해진다.이 행성에 부착된 기준 프레임에서 이 가스는 말굽 궤도를 따라 앞으로 또는 뒤에서 행성에 접근할 때 방향을 반대로 합니다.행성 앞의 가스 역방향 코스는 더 큰 반장축에서 시작되며, 지구 뒤의 가스 역방향 코스보다 더 차갑고 밀도가 높을 수 있습니다.이로 인해 행성 앞에서는 밀도가 높고 뒤에서는 밀도가 낮은 지역이 생겨 행성의 [4][5]각운동량이 증가할 수 있습니다.

유형 I에 근접할 수 있는 행성 질량은 국소 가스 압력 척도 높이와 가스의 [3][6]운동학적 점도에 따라 달라집니다.온난하고 점성이 강한 원반에서는 I형 전이가 더 큰 질량의 행성에 적용될 수 있다.국소 등온 디스크와 가파른 밀도 및 온도 구배와는 거리가 먼 경우, 공회전 토크는 일반적으로 린드블라드 [7][6]토크에 의해 제압된다.외부로 이동하는 영역은 일부 행성 질량 범위와 국소 등온 원반과 비등온 [6][8]원반 조건 모두에 존재할 수 있습니다.이러한 영역의 위치는 디스크의 진화 중에 달라질 수 있으며, 국소 등온의 경우 여러 압력 스케일 높이에 걸쳐 밀도 및/또는 온도 반경 구배가 큰 영역으로 제한됩니다.국지적 등온 원반에서의 I형 이동은 관측된 케플러 [9]행성들 중 일부의 형성 및 장기적 진화와 양립할 수 있는 것으로 나타났다.행성에서 고체 물질이 빠르게 축적되면 행성이 [10]각운동량을 얻게 되는 "발열 토크"가 발생할 수 있습니다.

타입 II 이행

가스 원반의 틈새를 열 수 있을 정도로 질량이 큰 행성은 타입 II 원반 이동이라고 불리는 과정을 거칩니다.교란행성의 질량이 충분히 크면 가스에 가해지는 조석토크는 각운동량을 행성 궤도 바깥쪽으로 전달하고 행성 내부와 반대 방향으로 이동시켜 궤도 주변의 가스를 밀어낸다.타입 I에서는 비스코스 토크가 가스를 재공급하고 급격한 밀도 구배를 평활화함으로써 이러한 영향에 효율적으로 대응할 수 있습니다.그러나 토크가 행성 궤도 근처의 점성 토크를 극복할 수 있을 정도로 강해질 때, 더 낮은 밀도의 고리 모양의 간격이 생긴다.이 간격의 깊이는 가스의 온도와 점도와 행성의 질량에 따라 달라집니다.기체가 그 틈을 가로지르지 않는 간단한 시나리오에서는 행성의 이동이 원반 가스의 점성 진화를 따릅니다.안쪽 원반에서 이 행성은 항성에 가스가 축적된 후 점성 시간 척도로 안쪽으로 나선을 그리며 회전합니다.이 경우 이행속도는 보통 타입 I 체제의 행성 이행속도보다 느립니다.다만, 외부 디스크에서는, 디스크가 눈에 띄게 확장되고 있는 경우는, 이행이 외부로 행해질 가능성이 있습니다.전형적인 원시 행성계 원반의 목성질량 행성은 부분적인 간격이 [11][12]벌어짐에 따라 토성 질량의 대략적인 질량에서 I형에서 II형으로의 이행이 일어나면서 대략 II형 속도로 이동할 것으로 예상된다.

타입 II 이동은 뜨거운 [13]목성의 형성에 대한 한 가지 설명입니다.보다 현실적인 상황에서는 디스크에서 극단적인 열 및 점도 조건이 발생하지 않는 한 [14]틈새에 지속적인 가스 플럭스가 존재합니다.이 질량 플럭스의 결과로 행성에 작용하는 토크는 유형 I 이동 중에 작동하는 토크와 유사한 국소 디스크 특성에 영향을 받을 수 있습니다.따라서 비스코스 디스크에서 타입 II 이행은 일반적으로 타입 I 이행의 변형된 형태로 통일된 형식이라고 [12][6]할 수 있습니다.타입 I과 타입 II의 이행은 일반적으로 원활하지만, 원활한 이행으로부터의 이탈도 발견되었다.[11][15]어떤 상황에서는 행성이 주변의 원반 가스에 편심 섭동을 일으키면 II형 이동이 느려지거나 멈추거나 반대로 [16]일어날 수 있습니다.

물리적 관점에서 유형 I 및 유형 II 이동은 동일한 유형의 토크로 구동됩니다(Lindblad 및 공회전 공명).사실,[12][6] 그것들은 디스크의 교란된 가스 표면 밀도에 의해 적절히 수정된 타입 I의 단일 이동 경로로 해석되고 모델링될 수 있습니다.

타입 III 디스크 이행

타입 III 디스크 이행은 매우 극단적인 디스크/플래닛 케이스에 적용되며 이행 기간이 [17][18][12]매우 짧은 것이 특징입니다."도망 마이그레이션"이라고도 하지만 마이그레이션 속도가 시간이 [17][18]지남에 따라 반드시 증가하지는 않습니다.타입 III 이동은 행성의 진동 영역에 갇힌 가스와 초기, 비교적 빠른 행성 반지름 운동에서 나오는 공궤도 토크로 구동된다.이 행성의 반경 운동은 공동 궤도 영역에서 가스를 대체하여 행성의 [12][3]선두와 후행 사이에 밀도 비대칭을 만듭니다.타입 III 이동은 상대적으로 질량이 큰 원반과 가스 [3][12][17]원반에서 부분적인 틈만 벌릴 수 있는 행성에 적용됩니다.이전의 해석은 III형 이동을 행성의 반지름 운동과 반대 방향으로 행성의 궤도를 가로질러 흐르는 가스와 연결시켜 양의 피드백 [17]루프를 생성했다.만약 나중에 타입 II의 이동이 행성을 [19]되돌리는데 효과적이지 않다면, 거대한 행성들을 먼 궤도로 보내면서 빠른 외부 이동도 일시적으로 일어날 수 있습니다.

중력 산란

큰 궤도 반지름 위로 행성을 이동할 수 있는 또 다른 가능한 메커니즘은 더 큰 행성이나 원형 행성 원반에서 [20]원반 내 유체의 과도한 밀도에 의한 중력 산란입니다.태양계의 경우, 천왕성과 해왕성은 목성 및/[21][22]또는 토성과 근접하게 접촉함으로써 더 큰 궤도로 중력적으로 산란되었을 수 있다.외계행성의 시스템은 궤도를 바꾸는 가스 원반의 소멸에 따라 유사한 동적 불안정성을 겪을 수 있으며, 어떤 경우에는 행성이 별과 충돌하거나 방출됩니다.

중력에 의해 산란된 행성은 별에 가까운 근일점과 함께 매우 이심적인 궤도로 끝날 수 있으며, 이로 인해 항성에서 상승하는 조수에 의해 궤도가 변경될 수 있습니다.이 행성들의 이심률과 기울기 또한 이러한 만남 동안 흥분하여, 근접 궤도를 도는 외계 [23]행성들의 관측된 이심률 분포에 대한 한 가지 가능한 설명을 제공합니다.결과적으로 발생하는 시스템은 [24]안정성의 한계에 근접하는 경우가 많습니다.니스 모형처럼 미행성 바깥 원반을 가진 외계행성계도 미행성 이동 중 공명교차에 따라 역동적인 불안정성을 겪을 수 있다.먼 궤도에 있는 행성들의 이심률과 기울기는 원반의 상대적인 질량과 중력을 [25]만난 행성들에 따라 최종 값을 갖는 미행성과의 동적 마찰에 의해 완화될 수 있습니다.

조수 이동

항성과 행성 사이의 조류는 행성의 반장축과 궤도 이심률을 변화시킨다.만약 행성이 항성에 매우 가까이 붙어 궤도를 돌고 있다면, 행성의 조류는 항성을 부풀려 올립니다.별의 자전 주기가 행성의 공전 주기보다 길면, 부풀어 오른 부분은 행성과 별의 중심 사이의 선에 뒤처져 행성과 항성 사이에 토크를 형성합니다.그 결과, 이 행성은 각운동량을 잃고 시간이 지남에 따라 반장축이 감소한다.

만약 행성이 편심 궤도에 있다면 근일점 근처에 있을 때 조수의 세기는 더 강해진다.이 행성은 근일점 근처에 있을 때 속도가 가장 느려지기 때문에 근일점보다 근일점이 더 빨리 감소하여 이심률이 감소합니다.가스가 사라질 때까지 몇 백만 년 동안 지속되는 디스크 마이그레이션과 달리, 조류 이동은 수십억 년 동안 계속됩니다.근접 행성의 조석 진화는 가스 성운이 [26]제거되었을 때의 절반 크기의 반장축을 만들어냅니다.

고자이 사이클과 조석 마찰

참고 항목: Kozai 메커니즘

쌍성 평면에 대해 상대적으로 기울어진 행성 궤도는 고자이 사이클과 조석 마찰의 조합으로 인해 축소될 수 있습니다.더 멀리 있는 별과의 상호작용으로 인해 행성의 궤도는 고자이 메커니즘으로 인해 이심률과 기울기를 교환하게 됩니다.이 과정은 행성의 이심률을 증가시키고 항성의 행성 사이에 강한 조류를 만들 수 있을 만큼 근일점을 감소시킬 수 있다.이 행성은 항성 근처에 있으면 각운동량을 잃어 궤도가 축소됩니다.

행성의 이심률과 기울기 주기가 반복되어 행성의 반장축 [27]진화가 느려집니다.행성의 궤도가 멀리 있는 별의 영향에서 벗어날 수 있을 정도로 줄어들면 고자이 사이클은 끝납니다.그러면 그것의 궤도는 그것이 조직적으로 원형화되면서 더 빠르게 줄어들 것이다.이 과정으로 인해 행성의 궤도는 역행할 수도 있다.고자이 주기는 행성들 사이의 중력 산란으로 인해 다른 기울기를 가진 두 개의 행성이 있는 시스템에서도 발생할 수 있고,[28][29] 역행 궤도를 가진 행성들이 생길 수 있다.

미행성 주도의 이행

행성의 궤도는 많은 수의 미행성과의 중력에 의해 변할 수 있다.미행성 주도의 이동은 미행성과의 조우 시 각운동량 전달이 축적된 결과입니다.개별 조우 시 교환되는 각 운동량의 양과 행성 궤도의 변화 방향은 조우의 기하학적 구조에 따라 달라집니다.많은 경우 행성의 이동 방향은 행성에 대한 미행성들의 평균 각운동량에 따라 달라집니다.행성 궤도 밖의 원반이 더 높으면 행성은 바깥쪽으로 이동하고, 더 낮으면 안으로 이동합니다.원반과 비슷한 각운동량에서 시작하는 행성의 이동은 미행성들의 [30]잠재적 흡수원과 근원에 의존합니다.

단일 행성계의 경우, 미행성들은 분출로 인해 손실될 수 있으며, 이는 행성이 안쪽으로 이동하게 할 것이다.다중 행성계에서 다른 행성은 싱크대나 근원 역할을 할 수 있다.미행성들은 인접한 행성과 마주친 후 행성의 영향권에서 제거되거나 행성의 영향권으로 옮겨질 수 있다.이러한 상호작용은 외부 행성이 안쪽 행성에서 더 큰 운동량을 가진 미행성들을 제거하거나 더 낮은 각운동량을 가진 미행성들을 추가하는 경향이 있기 때문에 행성의 궤도가 분산되게 합니다.미행성들의 이심률이 행성과 교차할 때까지 증폭되는 행성의 공명도 원인이 된다.마지막으로, 행성의 이동은 새로운 미행성들의 흡수원이자 원천으로 작용하며, [30]원래 방향으로 이동을 계속하는 긍정적인 피드백을 생성합니다.

미행성 동위원소 때문에 미행성 동위원소가 새로운 싱크대에 도달하는 것보다 더 빨리 여러 싱크대에 손실될 경우 미행성 동위원소가 감쇠할 수 있습니다.만약 새로운 미행성들이 잃어버린 것보다 더 빨리 그 영향권에 들어간다면, 그것은 지속될 수 있을 것이다.지속적인 마이그레이션이 마이그레이션에만 기인하는 경우 이를 폭주 마이그레이션이라고 합니다.만약 planetesimals의 또 다른 행성들 영향에 빠지다 그것은 하나의 행성 planetesimals과 짧은 기간과 만남의 짧은 시간 척도를 덜 각운동량관 내부 migra과 planetesimals와의 빈번한 시합에서 결과를 도는planetesial 디스크 궤도를 돌고 있는 동안 강제 migration[30]라고 불린다.회부 등지구의 [31]n개입니다.그러나 가스 디스크의 미행성 이동은 가스 [32]항력으로 인해 짧은 기간의 미행성들이 제거되기 때문에 특정 범위의 미행성 크기만큼 바깥쪽으로 이동할 수 있습니다.

공명 포획

행성들의 이동은 행성들의 궤도가 수렴될 경우 공명과 공명 사슬에 의해 행성들이 포착될 수 있다.The orbits of the planets can converge if the migration of the inner planet is halted at the inner edge of the gas disk, resulting in a system of tightly orbiting inner planets;[33] or if migration is halted in a convergence zone where the torques driving Type I migration cancel, for example near the ice line, in a chain of more distant planets.[34]

중력 충돌은 또한 [35]공명에 상당한 이심률을 가진 행성들을 잡아낼 수 있습니다.대택 가설에서는 목성이 외부 [36]공명으로 토성을 포착했을 때 목성의 이동이 중단되었다가 역전되었다.목성과 토성의 이동이 중단되고 천왕성과 해왕성이 추가적인 공명 상태에서 포착되면서 [37]케플러에 의해 발견된 것과 유사한 초지구의 소형 시스템이 형성되는 것을 막았을 수도 있다.행성의 외부 이동은 외부 행성과 공명하는 미행성(예: 카이퍼 벨트의 [38]공명하는 해왕성 횡단 물체)을 포획하는 결과를 가져올 수도 있습니다.

행성 이동이 공명행성의 사슬을 가지고 있는 행성계로 이어질 것으로 예상되지만, 대부분의 외계 행성들은 공명 상태에 있지 않습니다.공명 사슬은 가스 디스크가 [39]소멸되면 중력 불안정성에 의해 교란될 수 있습니다.남은 미행성과의 상호작용은 낮은 질량의 행성들이 [40]공명 밖에 있는 궤도에 남겨진 공명을 깨뜨릴 수 있다.별과의 조석 상호작용, 원반 내 난류, 다른 행성과의 상호작용도 [41]공명을 방해할 수 있다.해왕성보다 작은 행성들이 편심 [42]궤도를 그리면 공명 포획을 피할 수 있을 것이다.

태양계 내

주요 기사:멋진 모델
외행성과 카이퍼 벨트를 나타내는 시뮬레이션: (a) 목성/토성 2:1 공명 전. (b) 해왕성 궤도 이동 후 카이퍼 벨트 물체가 태양계로 산란.다. 목성에 의한[22] 카이퍼 벨트체 배출 후

외부 행성의 이동은 태양계 최외부 영역에 [43]있는 물체의 궤도 특성 중 일부를 설명하기 위해 제안된 시나리오이다.해왕성 너머로 태양계는 카이퍼대, 산란 원반, 오르트 구름까지 계속되는데, 이 세 개의 희박한 얼음 물체 집단은 관측된 대부분의 혜성의 원점으로 생각됩니다.태양으로부터의 거리에서는 강착이 너무 느려서 태양 성운이 흩어지기 전에 행성이 형성될 수 없었다. 왜냐하면 초기 원반은 행성으로 통합하기에 충분한 질량 밀도가 부족했기 때문이다.카이퍼 벨트는 태양으로부터 30~55AU 사이에 있으며, 더 멀리 산란된 원반은 [43]100AU 이상 뻗어 있으며, 먼 오르트 구름은 약 50,[44]000AU에서 시작됩니다.

이 시나리오에 따르면 카이퍼 벨트는 원래 훨씬 더 밀도가 높고 태양에 더 가까웠다: 카이퍼 벨트는 수백만 개의 미행성들을 포함하고 있었으며, 현재 해왕성의 거리인 약 30AU의 바깥 가장자리를 가지고 있었다.태양계의 형성 이후, 모든 거대 행성들의 궤도는 남아있는 많은 미행성들과의 상호작용에 영향을 받아 계속해서 천천히 변화했다.5억에서 6억 년 (약 40억 년 전)이 지난 후, 목성과 토성은 2:1 궤도 공명을 분기하여 교차했는데, 이 공명은 토성이 목성 [43]궤도 두 개당 한 바퀴씩 태양 주위를 도는 것이었다.이 공명 교차는 목성과 토성의 이심률을 증가시켰고 천왕성과 해왕성의 궤도를 불안정하게 만들었다.행성들 사이의 만남이 뒤따르면서 해왕성은 천왕성을 지나 밀도의 미행성 띠로 밀려들어갔다.행성들은 스스로 바깥쪽으로 이동하면서 대부분의 작은 얼음 물체들을 안쪽으로 흩뿌렸다.이 미행성들은 다음에 마주친 행성에서 비슷한 방식으로 흩어졌고, 행성들이 [45]안쪽으로 이동하는 동안 행성들의 궤도를 바깥쪽으로 이동시켰다.이 과정은 미행성들이 목성과 상호작용할 때까지 계속되었고, 목성의 엄청난 중력은 그들을 매우 타원형의 궤도로 보내거나 심지어 태양계로부터 완전히 쫓아냈다.이것은 목성이 약간 안쪽으로 움직이게 했다.이 산란 시나리오는 해왕성 횡단 인구의 현재 낮은 질량을 설명한다.외부 행성과는 대조적으로, 내행성들은 거대한 [46]충돌의 기간 후에 궤도가 안정적으로 유지되었기 때문에 태양계의 나이가 지남에 따라 크게 이동했다고 믿어지지 않는다.

「 」를 참조해 주세요.

메모들

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